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Características das estrelas

 Tradução automáticaTradução automática Categoria: estrelas
Actualização 01 de junho de 2013

O homem pensava que as estrelas mais brilhantes poderiam fornecer os desenhos. Esses agrupamentos são diferentes de uma época para outra e de uma civilização para outra. As figuras se tornaram tradicionais, muitas vezes em conexão com a mitologia grega, são chamados de constelações. As estrelas de uma constelação não têm nada em comum, se não for para ocupar, como pode ser visto da Terra, uma posição vizinha no céu. Pode ser muito distantes uns dos outros. No entanto, a União Astronômica Internacional definiu uma lista padrão de constelações, atribuindo a cada região do céu para ajudar a localizar os objetos celestes. As estrelas tem uma massa de entre cerca de 0,08 e 150 vezes a massa do Sol. Esta quantidade determina a vida da estrela. Em 2010, uma equipe de astrônomos liderada por Paul Crowther, professor de astrofísica da Universidade de Sheffield, descobriu a estrela mais massiva, com uma massa superior a 300 vezes a massa do nosso Sol, é o dobro do 150 massas solares considerada a massa máxima de uma estrela.
A estrela R136a1, encontrada no cluster R136, é a estrela mais massiva observada com uma massa de cerca de 265 massas solares e uma massa calculada no nascimento de 320 vezes a massa do Sol. Uma estrela muito massiva é muito brilhante, mas sua vida será reduzida. As estrelas mais massivas gerar ventos fortes.
"Estar com idade um pouco mais de um milhão de anos, a estrela mais extremas R136a1 já é metade de sua vida e já sofreu uma dieta intensa, perda de 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 contração é insuficiente para iniciar o ciclo de reações nucleares. Além da máxima, a força da gravidade é insuficiente para manter toda a matéria da estrela quando começam as reações nucleares. Comparado com o nosso planeta (cerca de 12 756 km de diâmetro), as estrelas são enormes: o Sol tem um diâmetro de cerca de 1,5 milhões de km e algumas estrelas, como Antares e Betelgeuse tem um diâmetro 800 vezes maior que o nosso Sol. A pesquisa utiliza o raio estelar, em vez de todo o diâmetro da qual continua a ser um conceito em duas dimensões. A magnitude é uma escala logarítmica do fluxo de radiação da estrela.

 

Podemos distinguir a magnitude aparente que depende da distância entre a estrela eo observador, sendo a magnitude absoluta, que é a magnitude da estrela se foi arbitrariamente colocada a 10 parsec do observador. A magnitude absoluta é, naturalmente, directamente relacionadas com o brilho da estrela. A última quantidade é utilizada pelos modelos de evolução estelar, enquanto a magnitude aparente é bastante utilizado para as observações, uma vez que o olho tem uma sensibilidade logarítmica também. A maioria das estrelas aparecem em branco a olho nu. Mas se olharmos atentamente para as estrelas, podemos notar uma cor: azul, branco, vermelho e até mesmo ouro.
O fato de que as estrelas mostram cores diferentes permanecia um mistério. A cor usada para classificar estrelas de acordo com seu tipo espectral (que está relacionada com a temperatura da estrela). A gama de tipos espectrais de mais roxa do que vermelha, isto é, o mais quente para o frio e são classificados pelas letras O B A F G K M.
O Sol, por exemplo, é tipo espectral G. Mas não é suficiente para caracterizar uma estrela pela sua cor (o seu tipo espectral), também temos de medir o seu brilho. Para um determinado tipo espectral, além de estrelas, maior a sua luz é forte.
As estrelas O e B são azul nos olhos, as estrelas A são brancas, as estrelas F e G são amarelas, as estrelas K são laranja, as estrelas M são vermelhas.

class Descriptiontemperature
Osuper massive star≥ 30000 K
WWolf-Rayet star≥ 25000 K
Bmassive star10000 - 30000 K
Alarge star7300 - 10000 K
Fsolar type6000 - 7300 K
Gsolar type5300 - 6000 K
Ksolar type3800 - 5300 K
Msub solar2500 - 3800 K
Ccarbon star2400 - 3200 K
Ssub carbon star2400 - 3500 K
Lhot brown dwarf1300 - 2400 K
Tcool brown dwarf600 - 1300 K
Ysub brown dwarf< 600 K

Tableau : Classificação por tipos espectrais.

 aglomerados de estrelas visto pelo Telescópio Espacial Hubble Imagem do aglomerado globular Omega Centauri, tomadas pelo Telescópio Espacial Hubble com a Wide Field Camera 3 (WFC3), em 2009.
Crédito: NASA, ESA, Hubble SM4 ERO & Equipe. A cor usada para classificar estrelas de acordo com seu tipo espectral (que está relacionada com a temperatura da estrela).
A gama de tipos espectrais de mais roxa do que vermelha, isto é, o mais quente para o frio e são classificados pelas letras O B A F G K M.
As estrelas O e B são azul nos olhos, as estrelas A são brancas, as estrelas F e G são amarelas, as estrelas K são laranja, as estrelas M são vermelhas.

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As anãs marrons não são estrelas, ou melhor, eles são estrelas falhadas. Sua massa é entre aqueles de pequenas estrelas e os planetas grandes. Na verdade, é de 0,08 massas solares para uma proto-estrela começa reações termonucleares e tornar-se uma verdadeira estrela. As anãs marrons não são massivas o suficiente, mas eles irradiam um pouco de calor, o restante de sua formação. É possível que no início de sua formação de ter iniciado uma fusão, mas eles acabaram sendo extintos. Anãs marrons nunca atingiu a massa crítica (13 vezes a massa de Júpiter, ou 0,08 vezes a massa do Sol) para acender e manter um estado sustentável. Trata-se de uma anã marrom frio para 1 000 ° C e quentes a partir de 2000 ° C.
Anãs marrons são difíceis de observar porque eles emitem uma radiação no infravermelho fraco.

 

As anãs vermelhas são pequenas estrelas vermelhas. As estrelas entre as menores como anãs brancas, estrelas de nêutrons e anãs marrons não consomem combustível nuclear. A massa de anãs vermelhas está entre 0,08 e 0,8 massas solares. A temperatura da superfície entre 2500 e 5000 K lhes dá uma cor vermelha. Devido à sua pequena massa anãs vermelhas queimar hidrogênio lentamente e que, portanto, têm uma vida útil muito longa, estimada entre dezenas e 1 000 milhões de anos. Eles se contraem e aquecer lentamente até que todo o hidrogênio é o seu consumo. As anãs vermelhas são provavelmente as estrelas mais numerosos no universo. Proxima Centauri, a estrela mais próxima para nós é uma anã vermelha, e cerca de vinte dos trinta outras estrelas próximas. Red Dwarf: Arcturus

 

As anãs amarelo são estrelas de tamanho médio. (Os astrônomos classificam as estrelas no anão ou gigante). Eles têm uma temperatura de superfície de cerca de 6000 ° C e brilho de um amarelo brilhante, quase branco. No final de sua vida, uma estrela anã amarela se torna uma gigante vermelha e anã branca. A fase de gigante vermelha sinaliza o fim da vida de uma anã amarela. Estrelas chegar a esta fase, quando o coração tenha esgotado seu combustível principal, o hidrogênio. As reações de fusão do hélio, em seguida, viagem, e enquanto o centro da estrela se contrai, as suas camadas exteriores edema, eritema e fresco. Transformado em carbono e oxigênio, hélio se esgota, por sua vez ea estrela morre. A estrela então se livrar de suas camadas externas e contratos de centro em uma anã branca do tamanho de um planeta. anão amarelo: Sun

As gigante branco, azul e supergigantes  amarelo, o vermelho é quente e brilhante.
Essas estrelas são pelo menos dez vezes maior do que o Sol Gigantes azuis são extremamente luminosas, magnitude absoluta de -5, -6 e muito mais. Muito massa, eles consomem rapidamente o hidrogênio e seu tempo é muito curto da ordem de 10 a 100 milhões de anos atrás, muito raro. Quando o hidrogênio em seu coração já foi consumido, em seguida, mescla o hélio gigante azul. Suas camadas exteriores inchar e sua temperatura superficial cai para se tornar um super gigante vermelha. A estrela produz então elementos mais pesados, ferro, níquel, cromo, cobalto, titânio,... Nesta fase, as reações de fusão parar ea estrela torna-se instável. Ela explode em uma supernova e morrer. A explosão deixou um coração estranho da matéria que irá permanecer intacta. Este cadáver é, de acordo com sua massa, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. Gigante Azul: Rigel, Deneb, Hadar, Gigante vermelha Aldebaran, Gigante branco: Procyon Gigante amarelo: Pollux supergigantes amarelas: Canopus Supergigante azul: Achernar, Estrelas supergigantes vermelhas: Betelgeuse, Antares,

 

As anãs brancas são estrelas fora resíduos. Esta é a penúltima etapa da evolução de estrelas cuja massa é entre 0,3 e 1,4 vezes mais que o Sol.
A densidade de uma anã branca é muito elevada: uma anã branca de uma massa solar tem um raio de aproximadamente a da Terra. A alta densidade de matéria que os efeitos quânticos estão se tornando predominantes e diz-se que a matéria está em um estado de degeneração.
O diâmetro da anã branca já não depende de sua temperatura, mas depende principalmente da sua massa: quanto maior a massa, maior o seu diâmetro é pequeno. No entanto, existe um valor acima do qual uma anã branca não pode existir, é o limite de Chandrasekhar.
Além dessa massa, a pressão devido aos elétrons é insuficiente para compensar a gravidade ea estrela continua sua contração para se tornar uma estrela de nêutrons.
Anã branca: Sirius, Regulus,

 

As estrelas de nêutrons são muito pequenas, mas muito denso.
Eles se concentram a massa de uma estrela como o Sol em um raio de cerca de 10 km. Estes são os restos de estrelas muito maciças mais de dez massas solares. Quando uma estrela massiva chega ao fim da existência, ele recolhe em si mesma, produzindo uma explosão impressionante chamado de supernova.
Esta explosão espalha grandes quantidades de matéria no espaço, mas poupa o coração da estrela. Este coração se contrai e se torna em grande parte uma estrela de nêutrons.
Esses objetos, chamados magnetares, têm campos magnéticos muito fortes.
Ao longo do eixo magnético espalha partículas carregadas, por exemplo, elétrons, que produzem radiação síncrotron.

Os buracos negros são objetos massivos cuja campo gravitacional é tão intenso que impede qualquer forma de matéria ou radiação de fuga. Os buracos negros são descritos pela teoria da relatividade geral. Quando o coração da estrela morta é grande demais para se tornar uma estrela de nêutrons, ele encolhe inexoravelmente para formar esse objeto astronômico que é o buraco negro. Consideração desde o século 18, a teoria que suporta a existência de buracos negros, indica que são objetos tão densos que a sua velocidade de escape excede a velocidade da luz - que quer dizer que nem a luz consegue superar sua superfície gravitacional e permanece preso. Esta característica perturbadora das etiquetas de "preto" e "obscuro", mas o termo mais correto 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.
É de tal forma que nenhuma partícula de cruzar o horizonte, a teoria da fronteira, não consegue escapar. Enquanto a maioria das estrelas são facilmente colocado em uma ou outra dessas categorias, é só fases temporárias.
Durante sua vida de uma estrela muda de forma e cor, e pode passar de uma categoria para outra.V. Beckmann (NASA's GSFC) et al., ESA

 anel de gás buraco negro da ESA
 
           
           
 
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