Estrelas

O que é uma estrela?

Uma estrela é uma estrela como o Sol, que brilha através de reações nucleares que ocorrem no meio. Com exceção do Sol, as estrelas aparecem a olho nu como um brilhante, cintilante porque de turbulência atmosférica, sem aparente movimento imediatas em relação a outros objetos fixos no céu. Todas as estrelas são consideravelmente mais distante da Terra do que o Sol. A estrela mais próxima, Proxima Centauri, é de cerca de 4 anos luz do sistema solar, cerca de 250 000 vezes mais que o Sol.
A massa de uma estrela é da ordem dos 10³⁰ kg e um raio de poucos milhões de km.
A potência irradiada por uma estrela como o Sol é de cerca de 10²⁶ watts. Estrelas formam devido à contração de uma nebulosa de gás e poeira sob a influência da gravidade. Se o aquecimento do material é suficiente, ele aciona o ciclo de reações nucleares no centro da nebulosa para formar uma estrela.
A energia a partir destas reações é suficiente para parar a sua contração, devido à pressão da radiação gerada.

O número de estrelas no universo é estimada entre 10²² e 10²³. El Sol parte, as estrelas são demasiado brilhante para ser visto à luz do dia. O número de estrelas observável durante a noite, a olho nu e em condições meteorológicas claro, varia entre um e cem mil vários, dependendo das condições de observação.

Imagem: Nascimento de uma estrela: imagem composta a partir de dados de telescópio de raios-X Chandra (azul) e dos dados do telescópio infravermelho Spitzer (vermelho e laranja). A cerca de 4.000 anos luz da Terra mentiras RCW 108, uma região da Via Láctea, onde estrela formação está ativa quando a presença de aglomerados de estrelas jovens azul na imagem. Que vemos surgir em amarelo no centro da imagem está profundamente enraizada em uma nuvem de hidrogênio molecular. De acordo com dados de vários telescópios, astrônomos determinaram que o nascimento de estrelas nesta região é desencadeada pela proximidade efeito maciço de jovens estrelas. 

Estrutura de uma estrela

A estrutura de uma estrela é constituída por áreas diferentes: o coração, a zona de radiação, da zona de convecção, a fotosfera e da coroa. O coração é a parte da estrela em lugar que reações termonucleares proporcionando a energia necessária para a sua estabilidade. O coração é o mais quente, atingindo para o Sol, a uma temperatura de 15,7 milhões kelvinsLa temperatura de 0 Kelvin (K) é igual a -273,15 ° C, e corresponde ao zero absoluto, temperatura uma variação de 1 K é equivalente a uma variação de 1 ° C.. A energia liberada por reações de fusão nuclear no centro da estrela é transmitida para as camadas exteriores por radiação. É zona de radiação, que começou por ir buscar energia. Zona de radiação é encimado por uma zona convectiva. Na zona de convecção, o calor é transmitido através da circulação de grande superfície aquecida na base dessa camada. A temperatura da zona de convecção cai abaixo do milhão de kelvin. O material que sobe como resultado do surto de Arquimedes, aquece a área circundante (no sentido da superfície), esfria e mergulha para o fundo da zona de convecção para um novo ciclo de convecção.

A zona de convecção é mais ou menos.
Para uma estrela na seqüência principal, ela depende da massa e composição química, para um gigante, é muito desenvolvido e ocupa um volume significativo da estrela. Para uma super-gigante, esta área pode chegar a três quartos do tamanho da estrela.
Em seguida vem a fotosfera, a parte exterior da estrela que produz luz visível.
A fotosfera é maior ou menor medida, a algumas centenas de quilômetros para o anão estrelas (menos de 1 por cento do raio), para algumas dezenas de porcento do raio da estrela para os gigantes.A luz que é produzida contém todas as informações sobre temperatura, gravidade superficial e composição química da estrela.
Para o Sol, a fotosfera tem uma espessura de cerca de 400 km. A coroa é a área, magro e extremamente quente o Sol pode ser observado durante o eclipse solar. É através do estudo da coroa no século 19 o astrônomo Jules Janssen descobriu a existência de hélio, gases raros cujo nome se refere ao Sol (Helios).

Vídeo : O telescópio Herschel fornece imagens com uma resolução sem precedentes na espectrais infravermelhas e submillimeter, uma faixa de luz privilegiado para observar o nascimento de estrelas.

Sirius, a mais brilhante

 Proxima centauri, a mais cercano

Imagem: Sirius é a estrela mais brilhante do céu noturno. Sirius é superior a 20 vezes mais brilhante do que nosso Sol e duas vezes mais massivo. Sirius é 8,7 anos-luz de distância, este sistema não é a estrela mais próxima de você. Sirius é chamada de Sírius devido à sua importância na constelação de Canis Majoris (Big Dog). Em 1862, descobrimos uma companheira de Sirius, que é uma estrela binária, Sirius B é 10 000 vezes mais brilhante que Sirius A. O sistema é capturado Sirius à esquerda na imagem de raios-X.
* Alpha Centauri, como a maioria das estrelas é uma anã vermelha. É a estrela mais próxima de nós, a 4,22 anos luz de nosso Sol, é parte de um sistema de tripla estrela (capturado no centro da imagem). Ela só é visível através de um telescópio. A estrela mais brilhante no Alpha Centauri sistema é bastante semelhante ao nosso Sol.

Características das estrelas

O homem pensou que as estrelas mais brilhantes podem ser números. Esses grupos diferem de um período para outro e de uma civilização para outra. Os números tornam-se tradicional, muitas vezes associada com a mitologia grega, são chamados de constelações. As estrelas de uma constelação não têm nada em comum, se não ocupar, vista da Terra, uma posição perto do céu. Pode ser muito distantes um do outro. No entanto, a União Astronômica Internacional definiu uma lista padronizada de constelações, atribuindo a cada uma região do céu, a fim de facilitar a localização de objetos celestes. As estrelas têm uma massa de entre cerca de 0,08 e 150 vezes a massa do Sol. Este valor determina a vida da estrela. Em 2010, uma equipa de astrónomos liderada por Paul Crowther, professor de astrofísica na Universidade de Sheffield, descobriu a estrela mais massiva, com uma massa superior a 300 vezes a massa do nosso Sol, ou duas vezes 150 massas solares considerada a massa máxima para uma estrela. A estrela R136a1, encontrada no cluster R136, é a estrela de maior massa observada com uma massa de cerca de 265 massas solares e calculado o nascimento de 320 vezes a massa a massa do Sol. Uma estrela muito massiva é muito brilhante, mas sua vida útil será reduzida. Estrelas de grande massa produzem ventos fortes. "Ser mais velho e um pouco mais de um milhão de anos, a estrela mais extrema R136a1 já é a metade de sua vida e foi submetido a dieta intensa, perdendo um quinto de sua massa inicial durante Neste período, o que corresponde a mais de cinquenta massas solares. " Paul Crowther disse. Abaixo, a massa mínima, o calor gerado pela contracção é suficiente para iniciar o ciclo de reacções nucleares. Além da massa máxima, a gravidade é insuficiente para manter toda a matéria da estrela uma vez iniciada reações nucleares. Comparado ao nosso planeta (cerca de 12,756 km de diâmetro), as estrelas são enormes: o Sol tem um diâmetro de cerca de 1.500 mil km e algumas estrelas como Betelgeuse e Antares têm um diâmetro 800 vezes maior do que o nosso Sol. Em vez de pesquisa estelar sobre os usos do raio em vez de o diâmetro das quais é um conceito bidimensional. A magnitude é uma escala logarítmica do fluxo radiativo da estrela.

Podemos distinguir o valor aparente que depende da distância entre a estrela e o observador, e a magnitude absoluta, que é a magnitude da estrela se foi arbitrariamente colocada a 10 parsec do observador. A magnitude absoluta é, naturalmente, directamente relacionado com o brilho da estrela. A última quantidade é utilizada por modelos de evolução estelar, enquanto que a magnitude aparente é bastante utilizado para as observações, uma vez que o olho também tem uma sensibilidade logarítmica. A maioria das estrelas aparecem em branco a olho nu. Mas se olharmos com atenção para as estrelas, podemos notar uma cor: azul, branco, vermelho, e até mesmo de ouro. O fato de que as estrelas mostram cores diferentes permanecia um mistério. A cor utilizada para classificar as estrelas de acordo com o seu tipo espectral (que está relacionada com a temperatura da estrela). O tipo gama espectral do violeta para vermelho mais, isto é, quanto mais quente para a fria e são classificadas pelas letras OBAFGKM. O Sol, por exemplo, é de tipo espectral G. Mas isso não é suficiente para caracterizar uma estrela pela sua cor (o seu tipo espectral), também devemos medir o seu brilho. Para um determinado tipo espectral, a estrela é mais, maior é o seu calor é aumentada, o seu brilho é elevado. As estrelas O e B são azul a olho nu, as estrelas A são brancos, as estrelas F e G são amarelas, as estrelas K são laranja, as estrelas M são vermelhos.

Imagem: aglomerado globular Omega Centauri, tirada pelo Telescópio Espacial Hubble Wide Field Camera 3 (WFC3), em 2009. Crédito: NASA, ESA, e Hubble SM4 ERO Team. A cor utilizada para classificar as estrelas de acordo com o seu tipo espectral (que está relacionada com a temperatura da estrela). O tipo gama espectral vai do mais violeta ao mais vermelho, isto é, de mais quente ao mais fria e são classificadas pelas as letras O B A F G K M. As estrelas O e B são azul a olho nu, as estrelas A são brancos, as estrelas F e G são amarelas, as estrelas K são laranja, as estrelas M são vermelhos.

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Anãs castanha não são estrelas, ou melhor, quais são as estrelas falhadas. Sua massa é entre as pequenas e as grandes estrelas planetas.
Na verdade, precisamos de 0,08 massas solares para um proto-star iniciar reações termonucleares e se tornar uma verdadeira estrela. Anãs marrons não são maciças, mas irradiar um pouco de calor, o resíduo de sua formação.
É possível que no início de sua formação que iniciou uma fusão, mas que acabaram por ser extintas.
Brown anões nunca atingiu a massa crítica (13 vezes a massa de Júpiter, ou 0,08 vezes a massa do Sol) para inflamar e manter uma situação sustentável.
Ele descreve uma anã marrom frio e 1 000 ° C, quente e 2-000 ° C.
Anãs marrons são difíceis de observar, como eles emitem pouca radiação no infravermelho.

Anãs vermelhas são pequenas estrelas. As estrelas anãs brancas entre os jovens, e nêutrons estrelas anãs marrons não consomem combustível nuclear.
A massa de anãs vermelhas é entre 0,08 e 0,8 massas solares. A temperatura superficial entre 2 500 e 5 000 K lhes dá uma cor vermelha. Devido à sua pequena massa vermelha anões lentamente consumir sua hidrogênio e, assim, uma longa vida útil, estimada entre dezenas e 1 000 mil milhões de anos.
Eles psiquiatra e aquecer lentamente até que todo o hidrogênio é consumido.
Anãs vermelhas são provavelmente as mais numerosas estrelas no universo.
Proxima Centauri, a estrela mais próxima de nós, é uma anã vermelha, e cerca de vinte a trinta outros do próximo estrelas.

Anãs amarelas sao a estrela de tamanho médio. (Os astrônomos não só classificar estrelas anãs ou gigantes.) Eles têm uma temperatura à superfície de cerca de 6 000 ° C e um brilho amarelo, quase branco. Ao final de sua vida, uma anã amarela torna-se um gigante vermelha e uma anã branca. O Sol é um típico amarelo anão. O gigante vermelha fase marca o fim da vida de um anão amarelo. Uma estrela, nesta fase, quando o seu coração tenha esgotado o seu principal combustível, o hidrogênio. Fusão de hélio reações ocorrem em seguida, e enquanto o centro da estrela contratos, as suas camadas exteriores expandem, fresco e vermelho. Transformado em carbono e oxigênio, hélio está a esgotar-se para ligar e as estrelas morrem. A estrela então recebe livrar de sua camadas exteriores e centro contratos para se tornar uma anã branca do tamanho de um planeta.

A gigante azul e super gigante vermelha são muito brilhante. Essas estrelas são pelo menos dez vezes maior do que o Sol. Gigantes azul são extremamente luminosos magnitude absoluta de -5, -6 e muito mais. Muito massa, eles rapidamente consumir os seus hidrogênio ea sua vida é muito curta, na ordem de 10 a 100 milhões de anos, muito raro. Quando o hidrogênio no seu coração foi consumido, o gigante azul funde então hélio. Suas camadas exteriores inchar e sua temperatura superficial diminui para se tornar um super gigante vermelha. A estrela então fabrica estão se tornando cada vez mais pesados como ferro, níquel, cromo, cobalto, titânio,... Nesta fase, a parar de reações de fusão ea estrela se torna instável. Ela explode em uma supernova e morre. A explosão deixou para trás um estranho coração do assunto que irá permanecer intacta. Este corpo é, de acordo com a sua massa, um buraco negro ou estrela nêutrons.

Anãs brancas é um resíduo do extinto estrelas.
É a penúltima fase da evolução das estrelas cuja massa é entre 0,3 e 1,4 vezes a do Sol. A densidade de uma anã branca é muito elevada: uma anã branca com uma massa solar raio em torno da Terra.
A alta densidade do material facto de fenômenos quânticos estão a tornar-se dominante e é dito que a questão está em um estado de degeneração.
O diâmetro da anã branca já não depende de sua temperatura, mas, principalmente, depende de sua massa durante a sua massa, quanto maior for seu diâmetro é reduzido. No entanto, existe um valor acima do qual uma anã branca não pode existir, o limite Chandrasekhar.
Para além desta massa, a pressão devido a elétrons é insuficiente para compensar a gravidade ea estrela continua a contração para se tornar uma estrela nêutron.

Estrelas de Nêutrons são muito pequenas, mas muito denso. Elas concentram a massa de uma estrela como o Sol em um raio de cerca de 10 km.
Estes são os remanescentes de estrelas muito maciças de mais de dez massas solares. Quando uma estrela maciça chega ao fim da sua existência, ela colapsa sobre si mesma, produzindo uma impressionante explosão chamada supernova.
A explosão espalhados enormes quantidades de matéria no espaço, mas salvar o coração da estrela. O coração contratos e é transformada em uma grande parte nêutrons estrela.
Esses objetos são chamados magnetars possuem campos magnéticos, muito intenso.
Ao longo do eixo magnético espalha partículas carregadas, elétrons, por exemplo, que produzem radiação síncrotron.

Buracos negros são objetos cuja enorme campo gravitacional é tão intenso que impede qualquer forma de matéria ou radiação de escapar. Buracos negros são descritas pela teoria da relatividade geral. Quando o coração da estrela morta é demasiado maciça para se tornar uma estrela de nêutrons, que encolhe inexoravelmente para formar esse objeto astronômico que é o buraco negro.
Visto a partir do século 18, a teoria de apoio à existência de buracos negros, diz que esse objeto tão denso que a sua taxa de liberação é maior que a velocidade da luz - ou seja, que sequer luz não pode superar a sua força gravitacional da superfície e permanece preso.
Preocupante característica deste do termo "preto" e "obscuro", mas a expressão mais exata seria provavelmente "invisível" porque é de facto uma ausência total de luz.

A teoria também define com precisão a intensidade do campo gravitacional de um buraco negro.
Trata-se de tal forma que nenhuma partícula horizonte passagem de fronteira teoria, não pode escapar.
Enquanto a maioria das estrelas são facilmente colocados em uma ou outra dessas categorias, estas são apenas medidas temporárias.
Durante sua vida útil, uma estrela muda forma e cor, e pode passar de uma categoria para outra.

Imagem: V. Beckmann (NASA's GSFC) et al., ESA

Supernova

Um gigante que explode como uma supernova, é o que pode ser visto na imagem que combina dados obtidos em diferentes comprimentos de onda através dos telescópios espaciais Hubble e Chandra. Esta supernova é conhecido como a referência e0102-72, é cerca de 190 000 anos-luz de distância, na Pequena Nuvem de Magalhães. E0102 tem sido observado pelo Observatório Chandra de raios-X, em 1999. A análise destes dados indica que a forma geral de e0102 provavelmente não é a de uma esfera, mas que de um cilindro dada por uma de suas extremidades. O resultado intrigante implica que a explosão de uma estrela massiva produz uma forma semelhante à observada em algumas nebulosas planetárias associados com as estrelas de menor massa. Uma forte fonte de raios-X Chandra permitiu a identificação.

Imagem: Supernovas e0102-72 vistas nesta imagem Chandra da nuvem de matéria de expansão que se seguiu à explosão de uma estrela gigante em uma supernova. Credit: X-Ray - NASA / CXC / MIT / D. Dewey et al. NASA / CXC / SAO / J. DePasquale;

Qual o tamanho de uma estrela?

Graças à lei de Stefan-Boltzmann, os astrônomos podem facilmente calcular os raios das estrelas (ver nota abaixo).
Em 1879, o físico austríaco Josef Stefan, que está interessado na radiação dos corpos quentes, descobriu que a energia total emitida por um objeto é proporcional à potência 4 de sua temperatura absoluta. As descobertas maior estrela são quilowatts Sagitarii, V354 Cephei e KY Cygni, são cerca de 1 500 vezes maior que nosso Sol. Nosso Sol tem um diâmetro de 1 392 000 km.
Betelgeuse é uma super gigante vermelha, uma das maiores estrelas conhecidas. Seu raio é estimado em cerca de 900 vezes a do Sol, se Betelgeuse era o centro do nosso sistema solar se estenderia entre a órbita de Marte e de Júpiter.
Antares super gigante vermelha mais próximo de nós tem um diâmetro de cerca de 700 vezes a do Sol, ou quase 1 bilhão de quilômetros.
Aldebaran é uma gigante vermelha de magnitude 0,86 e tipo espectral K5 III, o que significa que é laranja, grande e tem deixado a seqüência principal, depois de utilizar todo seu hidrogênio. É basicamente queima de hélio e atingiu um diâmetro 45 vezes solar.

Rigel é um gigante azul super, 55 000 vezes mais brilhante que o Sol. Com um diâmetro de cerca de 116 000 000 km, cerca de 35 vezes a do Sol, Rigel estender à órbita de Vênus em nosso sistema solar.
Arcturus é 20 vezes maior do que o Sol, sua magnitude é de -0,04 ea sua distância do Sol é ≈ 37 anos-luz.
Pollux é de cerca de 8 vezes maior do que o Sol, sua magnitude é de 1,09 e sua distância do Sol é de aproximadamente 33,7 anos luz.

Imagem: Tamanho em relação a algumas estrelas super gigantes como Antares, Betelgeuse, Rigel, Aldebaran e algumas anãs brancas como Arcturus, Pollux, Sirius e do Sol.
© astronoo.com

N.B.: Graças à lei de Stefan-Boltzmann, os astrônomos podem calcular os raios das estrelas. O brilho de uma estrela está escrito L = 4πσR2T4 L é a luminosidade, σ é a constante de Stefan-Boltzmann, R é o raio da estrela e T sua temperatura.

Manchas ou Betelgeuse Alpha Orionis

Betelgeuse (α Orionis) é um super cool gigante vermelha, uma das maiores estrelas conhecidas, situada 640 anos-luz de distância, na constelação de Orion. Seu raio é estimado em cerca de 900 vezes a do Sol, se Betelgeuse era o centro do nosso sistema solar se estenderia entre a órbita de Marte e Júpiter. Betelgeuse é de 600 al do sistema solar e, apesar de seu grande diâmetro, que brilha no nosso céu como um simples ponto luminoso, mesmo nos telescópios mais poderosos. No entanto, usando uma técnica chamada de observação reconstrução interferometria (virtual de um telescópio gigante de vários grandes telescópios em rede) no infravermelho de comprimento de onda, os astrônomos do Observatório de Paris conseguiram resolver a superfície de Betelgeuse e produzir essa imagem da supergigante vermelha.
Esta imagem surpreendente revela a presença de dois grandes pontos brilhantes como duas bolhas convectiva gigante passando de as profundezas da supergigante. Ao contrário dos pontos que podemos observar o nosso Sol, eles são brilhantes, porque eles são mais quentes que o resto da superfície, mas mais frio do que a superfície do nosso Sol.

Também conhecida como Alpha Orionis, Betelgeuse é de cerca de 600 anos-luz de nós.

Imagem: Betelgeuse é uma estrela no final da vida, que tem uma magnitude absoluta -5,3 a -5,0. Sua temperatura é de cerca de 3 600 K. Ela forma um canto do Triângulo de Inverno com Sirius (α Canis Majoris), na constelação de Cão Maior e Procyon (α Canis minoris), na constelação de Canis Minor. Betelgeuse está fadada a explodir como uma supernova, ele será facilmente visível da Terra. Crédito: Xavier Haubois (Observatoire de Paris) et al.