Streilha

Ua streilha ye un cuorpo celhestre lhuminoso formado de plasma. Por causa de sue presson anterna, produç einergie por fuson nuclear, transformando moléculas de hidrogénio an hélio. La einergie gerada ye eimitida por meio de l spácio sob la forma de radiaçon eiletromagnética (luç), neutrinos i bento stelar. La streilha mais próssima de la Tierra — depuis de l Sol, la percipal respunsable por sue eiluminaçon — ye Próssima Centauri, que queda a 40 trilhones de quilómetros, ó 4,2 anhos-luç.

La einergie eimitida por ua streilha stá associada la sue presson anterna, que possiblita un ambiente adequado a la fuson nuclear, que produç einergie transformando moléculas de hidrogénio an hélio. Ua streilha ten de tener ua massa arriba dun detreminado balor crítico (cerca de 81 bezes la massa de Júpiter) para que la presson anterior seia suficiente para ocorríren reaçones nucleares de fuson ne l sou anterior. Cuorpos que nun atinge esse lhemite, mas que inda assi eirradian einergie por cumpresson grabitacional cháman-se nanas castanhas (ó nana marron) i son un tipo de cuorpo celhestre na frunteira antre las streilhas i ls planetas, cumo gigantes gasosos. L lhemite superior de massa possible para ua streilha depende de l lhemite de Eddington.

A maior fraçon de l eilemientos mais pesados que l hidrogénio ó hélio ne l ouniberso cumo l fierro, níquel ó outros metales fúrun gerados a partir de la fuson termonuclear ne ls núcleos stelares. Eilemientos cada beç mais pesados gerados ne ls núcleos cula scasseç de eilemientos lhebes téne menor eficiéncia einergética a partir de sue fuson — un ciclo de transiçones de eilemientos que eibentualmente lhieba a la muorte de la streilha. Ua streilha an sou fin puode tener dibersos çtinos dependendo de sues caratelísticas, cumo dar ourige a ua gigantesca spluson, las supernuobas, antrar an colapso dando ourige a un buraco negro ó oureginar ua nana branca.

Las streilhas menores que l Sol ténen menor temperatura i sou brilho ye alaranjado ó abermelhado. Las cumo l Sol ténen temperatura média i l sou brilho ye amarelhado. I las maiores ténen maior temperatura i un brilho branco-azulado.

Las streilhas besibles aparécen cumo puntos brilhantes i cintilantes (por causa de çtorçon ótica causada pula atmosfera) ne l cielo noturno, a la eiceçon de l Sol que debido la sue prossimidade ye bisto cumo un disco i ye l respunsable pula luç de l die. L uso quemun de la palabra streilha nin siempre reflete l berdadeiro oubjeto astronómico: todos ls puntos cintilantes ne l cielo son frequentemente chamados de streilhas, anque poder séren planetas besibles, meteoros (streilha cadente), galáxias, nebulosas, cometas ó até mesmo un sistema binário formado por dues streilhas, cumo ye l causo de Alpha Crux, que custitui la punta mais brilhante de l Cruzeiro de l Sul (ó Crux).

Classeficaçon de las streilhas

Las streilhas son defrentes na sue massa, cumposiçon i brilho abseluto (nun l brilho aparente, que barie cula sue çtáncia al punto de ouserbaçon). Al longo de la bida dua streilha, la sue massa i cumposiçon se altéran als poucos debido als porcesso de fuson nuclear.

Segue-se ua pequeinha lista de alguns de l oubjetos stelares mais "eisóticos":

nana castanha (ó nana marron): un oubjeto sub-stelar an que nun ten lhugar la fuson de hidrogénio, mas que brilha an anfrabermelhos i ne l burmeilho debido la alguns outros tipos de reaçones nucleares i al calor anterno.
nana branca: resultado final de la bida dua streilha de média grandeza, ua nana branca ye l núcleo que resta de la streilha depuis que eilha eijeta las sues camadas steriores.
streilha de néutrones: l que resta depuis de la spluson dua supernuoba. Ye un oubjeto mui denso, mas nun tanto cumo un buraco negro.
buraco negro: oubjeto cuja grabidade ye tan antensa que nin la luç le cunsigue scapar, i que puode ser formado a partir de splusones de streilhas supermassibas, que colapsan nun buraco negro.

Eisisten defrentes classeficaçones de streilhas. Nua classeficaçon quemun, las streilhas ban de l tipo L que son mui grandes i brilhantes, até M que son de tamanho solo suficiente para ampeçar la eigniçon de las reaçones termonucleares cul hidrogénio. Las streilhas mais quemuns de nuossa galáxia son classeficadas de acordo cun las classes O, B, A, F, G, K, M, stablecidas por Annie Jump Cannon (1863-1941), a partir de critérios de classeficaçon zambolbidos ne l Harvard College ouserbatory (Oserbatório de la Faculdade de Harward). Mais tarde, Cecilia Payne mostrou que essa sequéncia classeficatória correspunde a ua sequéncia de temperatura superficial stelar, adonde las streilhas L son mais calientes de l que las B, las quales son mais calientes de l que las La, i assi por delantre.

Las classes stelares R, N i S fúrun antroduzidas por Morgan i Kenan, para la classeficaçon de streilhas carbonadas. Sue definiçon nunca fui mui clara i sou uso nun se difundiu antre ls porfessionales. Mais tarde, las classes R i N fúrun reagrupadas na classe C.

Para alhá dessas, reconhécen-se atualmente mais trés classes stelares: W, L, T. Las streilhas W, tamien chamadas de Wolf-Rayet, son streilhas mui massibas, mais calientes de l que las streilhas L. Las classes L i T, por sue beç, correspúnden al stremo de baixa temperatura superfecial. Streilhas de classe T son, na rialidade, cunsideradas nanas marrones.

Cada classe ten 9 subclasseficaçones numéricas (0-9). Nuosso Sol ye ua streilha de classe G, subclasseficaçon 2: notado dessa forma cumo G2.

Ne l diagrama HR, a maior parte de las streilhas ancontra-se na faixa coincida cumo sequéncia percipal, que relaciona la magnitude abseluta i tipo spetral de las streilhas que queiman hidrogénio an sou núcleo.

L Sol ye tomado cun ua streilha padron nesse sistema (Lhuminosidade = 1) nun porque seia special an algun sentido, solo porque ye la streilha mais próssima i melhor studada que coincemos, i a maior parte de las caratelísticas de outras streilhas ye giralmente dada an ounidades solares.

Por eisemplo, la massa de l Sol ye

M_Sol = 1.9891 × 10³⁰ kg

i las massas de outras streilhas son dadas an tenermos de massa solar, M_Sol.

Formaçon i eiboluçon

Ciclo de Bida de las Streilhas

Streilhas nácen an nubres moleculares, grandes regiones de matéria de alta densidade (anque dessa densidade ser un pouco menor de l que aqueilha oubtenida nua cámara de bácuo na Tierra), i se forman por anstablidade grabitacional nestas nubres, causada por óndias de choque dua supernuoba (streilhas de grande massa que eiluminan cun muita antensidade las nubres que las forman). Un eisemplo dessa reflexon ye la Nebulosa de Órion).

Streilhas gastan 90% de sues bidas rializando la fuson nuclear de l hidrogénio para produzir hélio an reaçones de alta presson próssimo al sou centro. Tales streilhas stan na sequéncia percipal de l diagrama de Heirtzsprung-Russell.

Pequeinhas streilhas (chamadas de nanas burmeilhas) queiman sou cumbustible lentamente i questuman durar dezenas a cientos de bilhones de anhos. Ne l fin de sues bidas, eilhas simplesmente ban apagando até se tornáren nanas negras.

Cunforme la maiorie de las streilhas sgota la sue reserba de hidrogénio, sues camadas sternas spánden i arrefécen formando ua gigante burmeilha (an cerca de 5 bilhones de anhos, quando l Sol yá fur ua gigante burmeilha, el terá angolido Mercúrio i Bénus) .

Eibentualmente, l núcleo será cumpremido l suficiente para ampeçar la fuson de l hélio. Anton la camada de hélio se calece i spande, para an seguida sfriar i se cuntrair. La reaçon spulsa la matéria de la ária stierna para l spácio, criando ua nebulosa planetária. L núcleo spuosto eirradie fótones ultrabioleta que ionizan la camada eijetada, fazendo-a brilhar.

Streilhas maiores puoden fundir eilemientos mais pesados, podendo queimar até mesmo fierro. L núcleo subrante será ua nana branca, formada de matéria degenerada sin massa suficiente para porbocar mais fuson, mantida solo pula presson de degenerescéncia. Essa mesma streilha bai se sbair nua nana negra, nua scala de tiempo mui grande.

An streilhas maiores, la fuson cuntina até que l colapso grabitacional faga la streilha spludir nua supernuoba. Esse ye l solo porcesso cósmico que acuntece an scalas de tiempo houmanas. Storicamente, supernuobas ténen sido ouserbadas cumo "nuobas streilhas" adonde antes nun habie nanhue.

A maior parte de la matéria nua streilha ye spelhida na spluson (formando ua nebulosa cumo la Nebulosa de l Carangueijo) mas l que sobra bai antrar an colapso i formar ua streilha de néutrones (un pulsar ó eimissor de centeilhas X) ó, ne l causo de las streilhas maiores, un buraco negro).

La camada stierna spelhida anclui eilemientos pesados, que son quemumente cumbertidos an nuobas streilhas i/ó planetas. L fluxo de la supernuoba i l bento solar de grandes streilhas ye mui amportante na formaçon de l meio antrestelar.

Ls nomes de las streilhas

Eisisten bários sistemas de chamaçon stelar. Ls mais antigos párten de las custelaçones, chamando las streilhas cumponentes cun ua lhetra griega an orde alfabética, aprossimadamente an orde de lhuminosidade aparente na custelaçon; esta ye seguida pul nome de la custelaçon, tradecionalmente an latin: cumo Centaurus (Centauro), cula streilha Alpha Centauri (α cen), la streilha mais brilhante de Centaurus. Debido a la numerosidade de streilhas, grandes catálogos stelares que surgiran passórun la nominá-las numericamente, adicionando-se-le l prefixo que denota l catálogo seguido pul númaro de la streilha (eis. HIP 87937' '). Outros sistemas aparecírun al chamá-las d'acordo cun sue posiçon ne l cielo (cumo ascenson reta/declinaçon), a partir de grandes barreduras cumputadorizadas que catalógan oubjetos (s.: SDSSp J153259.96-003944.1, donde SDSS, Sloan Digital Sky Surbey, ye l nome de la barredura degitalizada i l restante sues cordenadas celhestres). L uorgano respunsable por chamar streilhas recoincido pula quemunidade científica ye l Anternational Astronomical Union. Un númaro de cumpanhas pribadas tenta bender nomes para las streilhas; esses nomes, antretanto, nun son recoincidos pula quemunidade científica, nin ousados por eilha. Essas ourganizaçones son bistas cumo fraudulentas, que se aprobeitan de la eignoráncia de las pessonas subre la maneira cun que ua streilha ye chamada.

Caminos de reaçones nucleares de fuson

Ua bariadade de defrentes reaçones de fuson nuclear puode ocorrer ne l núcleo de las streilhas, dependendo de sue massa i cumposiçon (ber nucleossíntese stelar).

Las streilhas se forman dua nubre cumpuosta basicamente de hidrogénio i cerca de 25% hélio, i outros eilemientos mais pesados an pequeinhas quantidades. Ne l Sol, cun un núcleo a 10⁷ K de temperatura, núcleos de hidrogénio se fúnden para formar hélio nua cadeia próton-próton:

2(¹H + ¹H → ²H + i⁺ + ν_i) (4,0 MeB + 1,0 MeB)

2(¹H + ²H → ³Hei + γ) (5,5 MeB)

³Hei + ³He → ⁴He + ¹H + ¹H (12,9 MeB)

Essas cadeias de reaçones resultan na reaçon líquida:

4¹H → ⁴Hei + 2e⁺ + 2γ + 2ν_i (26,7 MeB)

an que 4 prótones se fúnden para formar un núcleo de hélio eimitindo 2 pósitrons, 2 neutrinos i 2 centeilhas gama. An streilhas mais massibas, l hélio ye produzido nun ciclo de reaçones catalisadas pul carbono, l ciclo carbono-nitrogénio-oxigénio.

An streilhas cujos núcleo ténen temperaturas de 10⁸ K i massas antre 0,5 i 10 massas solares, l hélio puode ser transformado an carbono nun porcesso chamado Porcesso triplo-alfa:

⁴Hei + ⁴He + 92 keB → ^8*Be

⁴He + ^8*Be + 67 keB → ^12*C

^12*C → ¹²C + γ + 7,4 MeB

Essas reaçones puoden ser resumidas na reaçon líquida:

3⁴Hei → ¹²C + γ + 7,2 MeB

Refréncias

Cliff Pickober (2001) "The Stars of Heiaben", Oxford University Press
John Gribbin, Mary Gribbin (2001) "Stardust: Supernobae and Life --- The Cosmic Connection", Yale University Press.