Estrelas Texto extraído de http://pt.wikipedia.org/wiki/estrelas Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre. (Redirecionado de Estrelas) Nota: Para outros significados para "Estrela", veja Estrela (desambiguação). Uma região de surgimento de estrelas na Grande Nuvem de Magalhães. Imagem NASA/ESA Uma estrela é uma grande e luminosa esfera de plasma, mantida íntegra pela gravidade. Ao fim de sua vida, uma estrela pode conter também uma proporção de matéria degenerada. A estrela mais próxima da Terra é o Sol, que é a fonte da maior parte da energia do planeta. Outras estrelas são visíveis da Terra durante a noite, quando não são ofuscadas pela luz do Sol ou bloqueadas por fenômenos atmosféricos. Historicamente, as estrelas mais importantes da esfera celesteforam agrupadas em constelações e asterismos, e as estrelas mais brilhantes ganharam nomes próprios. Extensoscatálogos de estrelas foram compostos pelos astrônomos, o que permite a existência de designações padronizadas. Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à fusão nuclear do hidrogênio no seu núcleo, liberando energia que atravessa o interior da estrela e irradia para o espaço sideral. Quase todos os elementos que ocorrem na natureza mais pesados que o hélio foram criados por estrelas, seja pela nucleossíntese estelar durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de supernova quando as estrelas explodem. Os astrônomos podem determinar amassa, idade, composição química e muitas outras propriedades de uma estrela observando o seu espectro, luminosidadee e movimento no espaço. A massa total de uma estrela é o principal determinante da sua evolução e possível destino. Outras características de uma estrela são determinadas pela história da sua evolução, inclusive o diâmetro, rotação, movimento e temperatura. Um diagrama da temperatura de muitas estrelas contra suas luminosidades, conhecido comodiagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar a idade e o estado evolucionário de uma estrela.
Uma estrela se forma pelo colapso de uma nuvem de material composta principalmente de hidrogênio e traços de elementos mais pesados. Uma vez que o núcleo estelar seja suficientemente denso, parte do hidrogênio é gradativamente convertido em hélio pelo processo de fusão nuclear. 1 O restante do interior da estrela transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de processos radiantes e convectivos. A pressão interna da estrela impede que ela colapse devido a sua própria gravidade. Quando o combustível do núcleo (hidrogênio) se exaure, as estrelas que possuem pelo menos 40% da massa do Sol 2 se expandem para se tornarem gigantes vermelhas, em alguns casos fundindoelementos mais pesados no núcleo ou em camadas em torno do núcleo. A estrela então evolui para uma forma degenerada, reciclando parte do material para o ambiente interestelar, onde será formada uma nova geração de estrelas com uma maior proporção de elementos pesados. 3 Sistemas binários e multiestelares consistem de duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente ligadas, movendo-se umas em torno das outras em órbitas estáveis. Quando duas dessas estrelas estão em órbitas relativamente próximas, sua interação gravitacional pode causar um impacto significativo na sua evolução. 4 As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamento gravitacional muito maior, como um aglomerado ou uma galáxia. Índice [mostrar] [editar]história da observação As pessoas viram padrões nas estrelas desde a antiguidade. 5 Esta representação de 1690 da constelação de Leão foi feita porjohannes Hevelius. 6 Historicamente, as estrelas foram importantes para as civilizações em todo o mundo. Elas foram parte de práticas religiosas e usadas para navegação e orientação astronômica. Muitos astrônomos antigos pensavam que as estrelas estavam permanentemente fixadas a uma esfera celestial e eram imutáveis. Por convenção, os astrônomos agruparam estrelas em constelações e as usaram para acompanhar os movimentos dos planetas e a posição inferida do Sol. 5 O movimento do Sol em relação ao fundo de estrelas (e ao horizonte) foi usado para criar calendários, que podiam ser usados para regular as práticas agrícolas. 7 O calendário gregoriano, atualmente usado em quase
todo o mundo, é um calendário solar baseado no ângulo do eixo de rotação da Terra em relação a sua estrela, o Sol. O mais antigo mapa estelar datado com precisão apareceu na astronomia egípcia em 1534 a.c. 8 Os primeiros catálogos de estrelas conhecidos foram compilados pelos antigos astrônomos babilônicos da Mesopotâmia, no final do segundo milênio a.c., durante o período dos Cassitas (em torno de 1531 a 1155 a.c.). 9 O primeiro catálogo de estrelas na astronomia grega foi criado por Aristilo aproximadamente em 300 a.c., com o auxílio de Timocares. 10 O catálogo de estrelas de Hiparco (século II a.c.) incluía 1020 estrelas e foi usado para montar o catálogo de estrelas de Ptolomeu. 11 Hiparco é conhecido pela primeira descoberta registrada de uma nova. 12 Muitos dos nomes de estrelas e constelações utilizados atualmente derivam da astronomia grega. Apesar da aparente imutabilidade dos céus, os astrônomos chineses estavam cientes de que novas estrelas podiam aparecer. 13 Em 185 d.c., eles foram os primeiros a observar e escrever sobre uma supernova, atualmente conhecida como SN 185. 14 O mais brilhante evento estelar registrado na história foi a supernova SN 1006, que foi observada em 1006 e registrada pelo astrônomo egípcio Ali ibn Ridwan e diversos astrônomos chineses. 15 A supernova SN 1054, que deu origem 16 17 18 à nebulosa do Caranguejo, foi também observada por astrônomos chineses e islâmicos. Astrônomos islâmicos medievais atribuíram nomes árabes a muitas estrelas, utilizados até hoje, e inventaram numerosos instrumentos astronômicos que podiam calcular as posições das estrelas. Eles construíram os primeiros observatórios de pesquisas, principalmente para produzir os catálogos de estrelas Zij. 19 Entre esses, o Livro de Estrelas Fixas (964) foi escrito pelo astrônomo persa Abd al-rahman al Sufi, que descobriu um grande número de estrelas, aglomerados estelares (inclusive o Omicron Velorum e os aglomerados de Brocchi) e galáxias (inclusive a galáxia de Andrômeda). 20 No século XI, o sábio persa Abu Rayhan Biruni descreveu a Via Láctea como uma multidão de fragmentos com propriedades de estrelas nebulosas, e também forneceu as latitudes de várias estrelas durante um eclipse lunar em 1019. 21 O astrônomo andaluz Avempace propôs que a Via Láctea era constituída de muitas estrelas que quase se tocavam e parecia uma imagem contínua devido ao efeito da refração da luz, citando como evidência sua observação da conjunção de Júpiter e Marte em 500 AH (1106/1107 d.c.). 22 Os primeiros astrônomos europeus, como Tycho Brahe, identificaram novas estrelas no céu (mais tarde chamadas novas), sugerindo que os céus não eram imutáveis. Em 1584,Giordano Bruno sugeriu que as estrelas eram na verdade como o Sol, que poderiam ter outros planetas orbitando-as, possivelmente como a Terra, 23 uma ideia que havia sido sugerida anteriormente pelos antigos filósofos gregos Demócrito e Epicuro 24 e por cosmólogos islâmicos 25 como Fakhr al-din al- Razi. 26 No século seguinte, a ideia das estrelas como sóis distantes estava chegando ao consenso entre os astrônomos. Para explicar por que essas estrelas não exerciam nenhum impacto
gravitacional no sistema solar, Isaac Newton sugeriu que as estrelas estavam igualmente distribuídas em todas as direções, uma ideia apresentada pelo teólogo Richard Bentley. O astrônomo italiano Geminiano Montanari informou ter observado variações na luminosidade da estrela Algol em 1667. Edmond Halley publicou as primeiras medições domovimento próprio de um par de estrelas "fixas" próximas, demonstrando que elas haviam trocado de posições desde a época dos antigos astrônomos gregos Ptolomeu e Hiparco. A primeira medição direta da distância de uma estrela (61 Cygni, a 11,4 anos-luz) foi feita em 1838 por Friedrich Wilhelm Bessel, usando a técnica de paralaxe. As medições por paralaxe demonstraram a enorme separação entre as estrelas no espaço. 26 William Herschel foi o primeiro astrônomo a tentar determinar a distribuição das estrelas no céu. Durante a década de 1870, ele realizou uma série de medições em 600 direções e contou as estrelas observadas em cada linha de visão. A partir daí ele deduziu que o número de estrelas aumentava de forma constante em direção a um dos lados do céu, onde estava o núcleo da Via Láctea. Seu filho John Herschel repetiu este estudo no hemisfério sul e encontrou um crescimento similar na mesma direção. 27 Além de várias outras realizações, William Herschel também é conhecido por sua descoberta de que algumas estrelas não apenas se colocam sobre uma mesma linha de visão, mas são também companheiras físicas que formam sistemas estelares binários. A ciência da espectroscopia estelar teve como pioneiros Joseph von Fraunhofer e Angelo Secchi. Ao comparar os espectros de estrelas como Sirius com o do Sol, eles descobriram diferenças na força e no número das suas linhas de absorção - as linhas escuras em um espectro estelar devido à absorção de frequências específicas pela atmosfera. Em 1865, Secchi começou a classificar as estrelas em tipos espectrais. 28 Entretanto, a versão moderna do esquema de classificação estelar foi desenvolvida por Annie Jump Cannon durante a década de 1900. A observação de estrelas duplas ganhou importância crescente durante o século XIX. Em 1834, Friedrich Bessel observou mudanças no movimento próprio da estrela Sirius e inferiu a existência de uma companheira escondida. Edward Charles Pickering descobriu a primeira binária espectroscópica em 1899, quando ele observou a separação periódica das linhas espectrais da estrela Mizar, num período de 104 dias. Observações detalhadas de muitos sistemas binários de estrelas foram realizadas por astrônomos como Friedrich Georg Wilhelm Struve e S. W. Burnham, permitindo a determinação das massas das estrelas por meio do cálculo dos elementos orbitais. A primeira solução para o problema da determinação da órbita de estrelas binárias a partir de observações telescópicas foi feita por Felix Savary em 1827. 29 O século XX viu avanços cada vez mais rápidos no estudo científico das estrelas. A fotografia se tornou uma importante ferramenta astronômica. Karl Schwarzschild descobriu que a cor de uma estrela, e portanto a sua temperatura, poderia ser determinada comparando-se a magnitude visual contra a magnitude fotográfica. O desenvolvimento do fotômetrofotoelétrico permitiu medições muito precisas da magnitude em intervalos múltiplos de comprimento de onda. Em 1921, Albert
Abraham Michelson fez as primeiras medições de um diâmetro estelar usando um interferômetro no telescópio Hooker. 30 Importante trabalho conceitual na base física das estrelas ocorreu durante as primeiras décadas do século XX. Em 1913, foi desenvolvido o Diagrama de Hertzsprung-Russell, impulsionando o estudo astrofísico das estrelas. Modelos bem-sucedidos foram desenvolvidos para explicar o interior das estrelas e a evolução estelar. Os espectros das estrelas também foram explicados com sucesso por meio dos avanços da física quântica, o que permitiu a determinação da composição química da atmosfera estelar. 31 Com exceção das supernovas, estrelas individuais foram inicialmente observadas no nosso Grupo Local de galáxias, 32 especialmente na parte visível da Via Láctea (como demonstrado pelos catálogos detalhados de estrelas disponíveis para a nossa galáxia). 33. Entretanto, algumas estrelas foram observadas na galáxia M100 do Aglomerado de Virgem, a cerca de 100 milhões de anos-luz da Terra. 34 No Superaglomerado local é possível ver aglomerados de estrelas e os atuais telescópios puderam no início observar fracas estrelas individuais no Aglomerado Local - as estrelas mais distantes identificadas estão a até cem milhões de anos-luz de distância 35 (ver Cefeidas). Entretanto, fora do Superaglomerado Local de galáxias, nem estrelas individuais nem aglomerados foram observados. A única exceção é uma fraca imagem de um grande aglomerado de estrelas contendo centenas de milhares de estrelas, localizado a um bilhão de anos-luz de distância 36 - dez vezes mais que a distância do mais distante aglomerado de estrelas anteriormente observado. [editar]designações Ver artigo principal: Designação estelar Sabe-se que o conceito de constelação existia durante o período babilônico. Os antigos observadores do céu imaginavam que os arranjos de estrelas formavam padrões, que eles associavam com aspectos particulares da natureza ou de seus mitos. Doze dessas formações se posicionam ao longo da linha da eclíptica e essas se tornaram a base daastrologia. 37 Muitas das mais importantes estrelas também receberam nomes individualmente, principalmente com designações árabes ou latinas. Assim como algumas constelações e mesmo o Sol, as estrelas como um todo têm seus próprios mitos. 38 Para os gregos antigos, algumas "estrelas", conhecidas como planetas(do grego πλανήτης (planētēs), que significa "errante"), representavam várias divindades importantes, a partir das quais os nomes dos planetas Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter esaturno foram tirados. 38 Urano e Netuno eram também deuses gregos e romanos, mas nenhum dos dois planetas era conhecido na antiguidade, por causa do seu baixo brilho, com o que os seus nomes foram atribuídos por astrônomos modernos. Por volta de 1600, os nomes das constelações eram usados para nomear as estrelas nas regiões correspondentes do céu. O astrônomo alemão Johann Bayer criou uma série de mapas de estrelas
e aplicou letras gregas como designações das estrelas em cada constelação. Mais tarde, um sistema de numeração baseado na ascensão reta da estrela foi inventada e adicionada ao catálogo de estrelas de John Flamsteed em seu livro "Historia coelestis Britannica" (edição de 1712), a partir do que este sistema de numeração passou a ser chamado designação de Flamsteed ou numeração 39 40 Flamsteed. Pelas leis do espaço, a única autoridade internacionalmente reconhecida para nomear corpos celestes é a União Astronômica Internacional (UAI). 41 Algumas empresas privadas vendem nomes de estrelas, as quais a Biblioteca Britânica chama de empresas comerciais não reguladas. 42 43 Entretanto, a UAI se dissociou desta prática comercial e esses nomes não são reconhecidos e nem usados por ela. 44 [editar]unidades de medida A maioria dos parâmetros estelares é expressa em unidades do Sistema Internacional de Unidades (SI), mas o Sistema CGS de unidades também é usado (por exemplo, expressando-se a luminosidade em erg/s). Massa, luminosidade e raio são usualmente dados em unidades solares, baseadas nas características do Sol: massa solar: luminosidade solar: raio solar: W 45 m 46 kg 45 Grandes comprimentos, como o raio de uma estrela gigante ou o semieixo maior de um sistema de estrelas binárias, são frequentemente expressos em termos da unidade astronômica (UA) - aproximadamente a distância média entre a Terra e o Sol (150 milhões de km). [editar]formação e evolução As estrelas são formadas no interior de regiões extensas de maior densidade no meio interestelar, embora esta densidade seja ainda menor do que no interior de uma câmara de vácuo terrestre. Essas regiões são chamadas nuvens moleculares e consistem em sua maior parte de hidrogênio, com cerca de 23-28% 28% de hélio e quantidades pequenas de elementos mais pesados. Um exemplo de tais regiões formadoras de estrelas é a nebulosa de Órion. 47 À medida que grandes estrelas são formadas a partir das nuvens moleculares, elas iluminam poderosamente essas nuvens e também ionizam o hidrogênio, criando uma região HII. [editar]formação da protoestrela Ver artigo principal: Formação estelar A formação de uma estrela começa com uma instabilidade gravitacional dentro da nuvem molecular, cujo gatilho são frequentemente ondas de choque provenientes de supernovas(grandes explosões estelares) ou da colisão de duas galáxias (como uma galáxia starburst). Quando uma região atinge uma densidade de matéria suficiente para satisfazer os
critérios para a Instabilidade de Jeans, ela começa a colapsar sob a sua própria força gravitacional. 48 Concepção artística do nascimento de uma estrela no interior de uma densa nuvem molecular. Imagem NASA Quando a nuvem colapsa, conglomerados individuais de poeira densa e gás formam os chamados glóbulos de Bok. À medida que os glóbulos colapsam e a densidade aumenta, a energia gravitacional é convertida em calor e a temperatura aumenta. Quando a nuvem protoestelar atinge aproximadamente a condição estável de equilíbrio hidrostático, umaprotoestrela se forma no núcleo. 49 Essas estrelas da pré-sequência principal (estágio em que a estrela ainda não atingiu asequência principal) são frequentemente cercadas por um disco protoplanetário. O período de contração gravitacional dura de 10 a 15 milhões de anos. Estrelas novas com menos de duas massas solares são chamadas estrelas T Tauri, enquanto as com massas maiores são estrelas Herbig Ae/Be. Essas estrelas recém-nascidas emitem jatos de gás ao longo dos seus eixos de rotação, o que pode reduzir o momento angular da estrela colapsante e resultar em pequenas manchas de nebulosidade conhecidas como objetos de Herbig-Haro. 50 51 Esses jatos, combinados com a radiação de estrelas grandes próximas, podem ajudar a expulsar a nuvem circundante em que a estrela foi formada. 52 [editar]sequência principal Ver artigo principal: Sequência principal As estrelas passam cerca de 90 % da sua vida fundindo hidrogênio para produzir hélio em reações a altas temperaturas e pressões próximo ao núcleo. Diz-se que tais estrelas estão na sequência principal e elas são chamadas estrelas anãs. Iniciando a sequência principal no estágio zero, a proporção de hélio no núcleo da estrela cresce continuamente. Como consequência, de modo a manter a taxa de fusão nuclear no núcleo, a estrela aumenta vagarosamente sua temperatura e luminosidade 53 estima-se se que o Sol, por exemplo, tenha
aumentado sua luminosidade em 40% desde que atingiu a sequência principal, há 4,6 bilhões de anos. Toda estrela gera um vento estelar de partículas, que causa um fluxo contínuo de saída de gás para o espaço. Para a maioria das estrelas, a perda de massa é desprezível. O Sol perde 10 14 massas solares a cada ano, 54 ou cerca de 0,01% de sua massa total ao longo de toda a sua vida. Entretanto, estrelas muito grandes podem perder 10 7 a 10 5 massas solares por ano, afetando significativamente a sua evolução. 55 Estrelas que começam com mais de 50 massas solares podem perder mais da metade de sua massa total enquanto permanecem na sequência principal. 56 Um exemplo de um diagrama de Hertzsprung Russell para um conjunto de estrelas que inclui o Sol (no centro). (Ver "Classificação" abaixo.) O tempo em que uma estrela permanece na sequência principal depende principalmente da quantidade de combustível que ela tem para fundir e da taxa a que ela o consome, isto é, da sua massa inicial e luminosidade. Para o Sol, isto está estimado em 10 10 anos. Estrelas grandes consomem seu combustível muito rapidamente e têm vida curta. Estrelas pequenas (chamadas anãs vermelhas) consomem seu combustível muito lentamente e duram dezenas ou centenas de bilhões de anos. Ao fim de suas vidas, elas simplesmente ficam cada vez mais pálidas. 2 Entretanto, como o tempo de vida dessas estrelas é maior do que a atual idade do universo (13,7 bilhões de anos), não se espera que alguma anã vermelha já tenha atingido este estágio.
Além da massa, a proporção de elementos mais pesados do que o hélio pode ter um papel significativo na evolução das estrelas. Em astronomia, qualquer elemento mais pesado do que o hélio é considerado um metal, e a concentração desses elementos é chamada metalicidade. A metalicidade pode influenciar o tempo pelo qual uma estrela vai queimar seu combustível, controlar a formação de campos magnéticos 57 e modificar a força do vento estelar. 58 As estrelas da população II, que são mais velhas, têm metalicidade substancialmente menor do que as estrelas da população I, mais jovens, devido à composição das nuvens moleculares a partir das quais elas se formaram (ao longo do tempo, essas nuvens ns ficam cada vez mais ricas em elementos mais pesados, na medida em que estrelas velhas morrem e liberam parte de suas atmosferas). [editar]pós-sequência sequência principal Ver artigo principal: Gigante vermelha À medida que estrelas de pelo menos 0,4 massa solar 2 exaurem o estoque de hidrogênio em seu núcleo, suas camadas exteriores se expandem muito e se resfriam para formar uma gigante vermelha. Por exemplo, daqui a cerca de cinco bilhões de anos, quando o Sol for uma gigante vermelha, ele se expandirá até um raio de aproximadamente uma unidade astronômica (150 milhões de quilômetros), 250 vezes seu tamanho atual. Como uma gigante, o Sol perderá cerca de 30% da sua massa atual. 59 60 Numa gigante vermelha de até 2,25 massas solares, a fusão do hidrogênio ocorre numa camada que cobre o núcleo. 61 Posteriormente, o núcleo é comprimido o suficiente para iniciar a fusão do hélio e a estrela começa a gradualmente reduzir o seu raio e a aumentar sua temperatura superficial. Para estrelas maiores, a região do núcleo alterna diretamente da fusão do hidrogênio para a do hélio. 4 Quando a estrela consome o hélio no seu núcleo, a fusão continua numa camada em torno do núcleo quente de carbono e oxigênio. A estrela segue então um caminho evolucionário paralelo à fase original de gigante vermelha, mas a uma temperatura superficial maior. [editar]estrelas grandes Betelgeuse é uma estrela supergigante vermelha que se aproxima do fim do seu ciclo de vida.
Durante a sua fase de queima de hélio, estrelas de massa muito grande (mais do que nove massas solares) se expandem para formar supergigantes vermelhas. Quando este combustível se extingue no núcleo, elas podem continuar a fundir elementos mais pesados do que o hélio. O núcleo se contrai até que a temperatura e pressão sejam suficientes para fundir o carbono (ver fusão nuclear do carbono). Este processo continua em estágios sucessivos supridos pelo neônio (ver fusão nuclear do neônio), oxigênio (ver fusão nuclear do oxigênio) esilício (ver fusão nuclear do silício). Próximo ao fim da vida da estrela, a fusão pode ocorrer ao longo de uma série de camadas (como de uma cebola) dentro da estrela. Cada camada funde um elemento diferente, com a mais externa fundindo hidrogênio, a seguinte o hélio e assim por diante. 62 O estágio final é atingido quando a estrela começa a produzir ferro. Como os núcleos de ferro são mais fortemente ligados do que quaisquer núcleos mais pesados, se eles se fundem eles não liberam energia o processo, ao contrário, consumiria energia. Da mesma forma, como eles são mais fortemente ligados do que todos os núcleos mais leves, a energia não pode ser liberada por fissão nuclear. 61 Em estrelas muito grandes e relativamente velhas, um grande núcleo de ferro inerte se acumula no centro da estrela. Os elementos mais pesados nessas estrelas podem migrar para a superfície, formando objetos conhecidos como estrelas Wolf- Rayet, que têm um vento estelar denso que se projeta para a atmosfera exterior. [editar]colapso Uma estrela evoluída e de tamanho mediano começa a lançar suas camadas externas como uma nebulosa planetária e, se o que sobra for menor do que 1,4 massa solar, ela encolhe para se tornar um objeto relativamente pequeno (aproximadamente do tamanho da Terra), sem massa suficiente para que novas compressões ocorram, conhecido comoanã branca. 63 A matéria elétron-degenerada no interior de uma anã branca não é mais o plasma, apesar de as estrelas serem geralmente descritas como esferas de plasma. As anãs brancas finalmente se tornam anãs negras após longos períodos de tempo. Em estrelas maiores, a fusão continua até que o núcleo de ferro se torne tão grande (mais do que 1,4 massa solar) que ele não consegue mais suportar sua própria massa. Este núcleo repentinamente colapsa, à medida que seus elétrons são dirigidos contra seus prótons, formando nêutrons e neutrinos, numa explosão de emissão beta inversa (ou captura eletrônica). A onda de choque formada por este colapso súbito faz o resto da estrela explodir em uma supernova. As supernovas são tão brilhantes que podem momentaneamente ofuscar toda a galáxia em que a estrela se encontra. Quando ocorrem dentro da Via Láctea, as supernovas têm sido historicamente vistas por observadores a olho nu, como novas estrelas onde antes não havia nenhuma. 64
A nebulosa do Caranguejo, remanescente de uma supernova observada pela primeira vez por volta de 1050 d.c. A maior parte da matéria de uma estrela é expulsa pela explosão de uma supernova (formando nebulosas como a do Caranguejo 64 ) e o que sobra é uma estrela de nêutrons (que às vezes se manifesta como um pulsar ou erupção de raio X) ou, em caso de estrelas maiores (grandes o suficiente para deixar um remanescente estelar maior do que quatro massas solares), um buraco negro. 65 Em uma estrela de nêutrons, a matéria está num estado conhecido como matéria nêutron-degenerada, com uma forma mais exótica de matéria degenerada, amatéria QCD, possivelmente presente no núcleo. Dentro do buraco negro, a matéria está em um estado que ainda não é compreendido. As camadas exteriores expulsas de estrelas que morrem contêm elementos pesados que podem ser reciclados durante a formação de novas estrelas. Esses elementos pesados permitem a formação de planetas rochosos. O fluxo a partir de supernovas e o vento estelar de grandes estrelas têm um papel importante na constituição do meio interestelar. 64 [editar]distribuição Uma estrela anã branca em órbita de Sirius(visão artística). Imagem NASA Além das estrelas isoladas, existem sistemas multiestelares, que consistem de duas ou mais estrelas gravitacionalmente ligadas, que orbitam umas às outras. O sistema multiestelar mais
comum é a estrela binária, mas sistemas de três ou mais estrelas também são encontrados. Por razões de estabilidade orbital, esses sistemas multiestelares são frequentemente organizados em conjuntos hierárquicos de estrelas binárias que co-orbitam. 66 Também existem grupos maiores chamados aglomerados estelares, que variam desde associações estelares livres, com apenas algumas estrelas, até enormes aglomerados globulares, com centenas de milhares de estrelas. Assumiu-se durante muito tempo que a maioria das estrelas ocorre em sistemas multiestelares, gravitacionalmente ligados. Isto é particularmente correto nas classes O e B de estrelas muito grandes, em que se acredita que 80% dos sistemas seja múltiplo. Entretanto, há uma maior proporção de sistemas de estrelas solitárias menores, de modo que apenas 25% das anãs vermelhas foram identificadas como tendo companheiras. Como 85% de todas as estrelas são anãs vermelhas, a maioria das estrelas da Via Láctea são provavelmente solitárias desde o nascimento. 67 As estrelas não se distribuem uniformemente pelo universo, mas são normalmente agrupadas em galáxias, junto com gás e poeira interestelares. Uma galáxia típica contém centenas de bilhões de estrelas e há mais de 100 bilhões (10 11 ) de galáxias no universo observável. 68 Apesar de frequentemente se acreditar que só existem estrelas dentro de galáxias, estrelas intergalácticas têm sido descobertas. 69 Em 2010, os astrônomos estimaram que há pelo menos 300 sextilhões (3 10 23 ) de estrelas no universo observável. 70 A estrela mais próxima da Terra, fora o Sol, é Proxima Centauri, distante 39,9 trilhões de quilômetros, ou 4,2 anos-luz. Viajando-se à velocidade orbital do ônibus espacial (8 km/s, quase 30.000 km/h), levar-se-iam cerca de 150.000 anos para atingi-la. 71 Distâncias como esta são típicas dentro dos discos galácticos, inclusive na vizinhança do sistema solar. 72 As estrelas podem estar muito mais próximas umas das outras nos centros das galáxias e em aglomerados globulares, ou muito mais distantes, nos halos galácticos. Devido às distâncias relativamente vastas entre estrelas fora dos núcleos das galáxias, acredita-se que colisões entre elas sejam raras. Em regiões mais densas, como o núcleo de aglomerados globulares ou o centro das galáxias, as colisões podem ser mais comuns. 73 Essas colisões podem produzir as chamadas nômades azuis. Essas estrelas anormais têm uma temperatura superficial mais alta do que as outras estrelas da sequência principal com a mesma luminosidade no aglomerado. 74 [editar]características
O Sol é a estrela mais próxima da Terra. Quase tudo numa estrela é determinado pela sua massa inicial, inclusive características essenciais como luminosidade e tamanho, bem como a sua evolução, tempo de vida e destino final. [editar]idade Ver artigo principal: Idade estelar A maioria das estrelas tem entre 1 bilhão e 10 bilhões de anos. Algumas estrelas podem até estar próximas de 13,7 bilhões de anos aidade observada do universo. A estrela mais antiga já observada, HE 1523-0901, tem idade estimada em 13,2 bilhões de anos. 75 76 Quanto maior a massa de uma estrela, menor seu tempo de vida, principalmente porque as estrelas grandes têm maior pressão nos seus núcleos, fazendo com que elas queimem hidrogênio mais rapidamente. As estrelas maiores duram em média cerca de um milhão de anos, enquanto estrelas de massa mínima (anãs vermelhas) queimam seu combustível muito lentamente e duram dezenas a centenas de bilhões de anos. [editar]composição química 77 78 Ver artigo principal: Metalicidade Quando as estrelas se formam na atual Via Láctea, elas se compõem de cerca de 71% de hidrogênio e 27% de hélio, 79 em massa, com uma pequena fração de elementos mais pesados. Tipicamente, a proporção de elementos pesados é medida em termos do teor de ferro na atmosfera estelar, pois o ferro é um elemento comum e suas linhas de absorção são relativamente fáceis de medir. Como as nuvens moleculares em que as estrelas se formam são continuamente enriquecidas por elementos mais pesados provenientes de explosões de supernovas, a medição da composição química de uma estrela pode ser usada para inferir a sua idade. 80 A proporção de elementos mais pesados pode ainda ser um indicador da probabilidade de uma estrela possuir um sistema planetário. 81 A estrela com o menor teor de ferro já medido é a anã HE1327-2326, 2326, com apenas 1/200.000 do teor de ferro do Sol. 82 Em contraste, a estrela super-rica rica em metal µ Leonis tem quase o dobro do teor de ferro do Sol, enquanto a estrela 14 Herculis, que possui planetas, tem quase o triplo