ESTRELAS
O plasma é considerado o 4º estado fundamental da matéria, consistindo, essencialmente, no estado gasoso de uma substância ionizada. A ionização de um gás ocorre, por exemplo, quando este é aquecido. Desta forma, a energia cinética das suas partículas (eletricamente neutras) aumenta, o que faz com que a colisão entre as mesmas origine perda de eletrões. Desta forma, originam-se iões e eletrões livres, o que torna o gás em questão eletricamente condutor, sujeito a campos elétricos e magnéticos.
As estrelas estão diretamente associadas a este estado físico, pois são constituídas por substâncias no estado de plasma. Essencialmente, estrelas são grandes esferas de plasma que se mantêm coesas pela ação da gravidade e por pressão de radiação, exercida por ondas eletromagnéticas.
As estrelas diferem em aspetos como: massa, radiação, temperatura, cor, magnitude, luminosidade, composição química, campo magnético, rotação, etc. Todos estes elementos vão influenciar a estrutura.
Luminosidade e Radiação
Devido às reações nucleares que ocorrem nas estrelas, nomeadamente reações de fusão, as estrelas libertam uma grande quantidade de energia, quer sob a forma de radiação eletromagnética quer sob a forma de radiação corpuscular (feixes de partículas). Esta radiação, proveniente do núcleo, atravessa as diferentes camadas das estrelas até alcançar a fotosfera (camada superficial), reagindo com a mesma. Estas reações levam à emissão de uma ampla gama de radiação, que confere uma certa luminosidade à estrela e que inclui raios γ, radiação UV e raios X, por exemplo. Deste modo, a luminosidade corresponde à quantidade de energia radiante que a estrela emite por unidade de tempo.
Massa
Massa estelar é o termo utilizado pelos astrónomos para descrever a massa de uma estrela. Esta mede-se relativamente à massa do Sol, em unidades de massa solar (M☉). A estrela brilhante Sirius A, por exemplo, tem cerca de 2,02 M☉.
A massa de uma estrela varia ao longo da sua vida, à medida que é perdida, por exemplo, sob a forma de vento estelar ou se massa adicional lhe for agregada, como a massa de uma estrela companheira.
Estrelas de baixa massa, como o Sol, perdem material por meio de ventos estelares modestos (cerca de 10−14 M⊙ ano), durante a fase de queima de hidrogénio. A turbulência e a dissipação do campo magnético parecem ser os responsáveis por tais fluxos de massa.
A massa estelar pode ser medida diretamente apenas se a estrela for elemento de um sistema binário, que é um sistema estelar que consiste em duas estrelas orbitando em torno de seu baricentro comum.
Na imagem a seguir podemos observar uma representação do movimento de um sistema binário de estrelas:
Temperatura
A temperatura da superfície de uma estrela pode ser determinada a partir de seu espectro. O Sol produz um espectro que se aproxima muito do espectro de um corpo negro; o mesmo acontece com outras estrelas. A temperatura de um corpo negro é dada por uma fórmula relativamente simples: T = 0,0029 / λmáx
(onde T equivale à temperatura do corpo negro, cuja unidade de medida é graus Kelvin, e λmax corresponde ao comprimento de onda de emissão máximo, que é medido em metros).
Ao usar a fórmula acima, é possível calcular a temperatura da fotosfera (camada superficial) de uma estrela, a partir do comprimento de onda em que ela emite a quantidade máxima de luz.
A temperatura da fotosfera de uma estrela também pode ser deduzida a partir da sua cor. Estrelas frias (como Betelgeuse, que tem uma temperatura superficial de T = 3500 Kelvin) emitem mais luz vermelha e laranja do que luz azul e violeta. Sendo assim, estrelas frias são vermelhas. Estrelas quentes (como Rigel, que tem uma temperatura superficial de T = 15.000 Kelvin) emitem mais luz azul e violeta do que luz vermelha e laranja: estrelas quentes são azuis.
Classificação de estrelas conforme a sua temperatura
As estrelas também podem ser classificadas de acordo com a sua temperatura: as temperaturas estelares podem atingir os 100.000K. Por exemplo, as classes espectrais O, B, A, F, G, K, M são usadas como meio para a classificação de estrelas e baseiam-se na temperatura da atmosfera das mesmas. As estrelas mais quentes pertencem à classe O e as mais frias à classe M.
O: T>= 30.000
B: 10,000–30,000 K
A: 7,500–10,000 K
F: 6,000–7,500 K
G: 5,200–6,000 K
K: 3,700–5,200 K
M: 2,400–3,700 K
A sequência espectral OBAFGKM foi recentemente estendida para incluir a classe L (objetos com temperatura em torno de 2.000 K) e a classe T (com temperatura inferior a 1300 K). Por outro lado, tecnicamente objetos do tipo espectral L e T não são estrelas, uma vez que não são quentes o suficiente para que a fusão ocorra nos seus núcleos. A estas dá-se o nome de "anãs castanhas".
O diagrama Hertzsprung – Russell
Outra forma de classificar estrelas é por luminosidade, através do diagrama de Hertzsprung–Russell.
O diagrama de Hertzsprung–Russell, abreviado como diagrama H–R, diagrama HR ou HRD, é um gráfico de dispersão de estrelas que mostra a relação entre a luminosidade (ou magnitude absoluta) das estrelas em função das suas classificações estelares ou temperaturas efetivas.
O diagrama foi criado de forma independente por volta de 1910, pouco antes da Primeira Guerra Mundial, por Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell e representou um grande passo em direção à compreensão da evolução estelar.
No gráfico representado, a temperatura encontra-se no eixo horizontal superior (estrelas quentes à esquerda; estrelas frias à direita) e a luminosidade no eixo vertical esquerdo (estrelas escuras na parte inferior; estrelas brilhantes na parte superior).
Campo Magnético
As estrelas possuem duas zonas diferentes quanto à propagação de energia. No interior, encontra-se a zona de radiação, através da qual a energia produzida no núcleo se propaga sob a forma de radiação eletromagnética. Na zona exterior, zona de convecção, tal como o nome indica, a energia propaga-se por convecção. Pensa-se que o campo magnético estelar tenha origem na superfície que separa estas duas zonas, designada tacóclina. Segundo a Teoria do Dínamo, este campo magnético é criado pelo movimento de um fluido condutor de eletricidade, que, neste caso, é o plasma.
Em particular, um exemplo dos efeitos do campo magnético no Sol são os anéis coronais. Estes têm origem quando o campo magnético projeta plasma para atmosfera solar, formando uma espécie de arco.
Magnitude
A magnitude expressa o brilho da estrela em função da luminosidade, da distância à Terra, etc. A magnitude aparente tem em conta a distância ao astro, mas a magnitude absoluta mede o seu brilho intrínseco. Quanto maior a magnitude de uma astro, menos brilhante este é.
Cor
A cor de uma estrela é determinada pela frequência da radiação visível mais intensa e está diretamente relacionada com a temperatura. De acordo com a lei de Wien, o valor do comprimento de onda para o qual a intensidade da radiação emitida é máxima, é inversamente proporcional à temperatura (𝜆𝑚á𝑥𝑖𝑚𝑜 × 𝑇 ≈ 2,898 × 10−3). Assim, quanto maior a temperatura, menor o comprimento de onda da radiação emitida. Os menores comprimentos de onda correspondem a cores nos tons de violeta e azul, já os maiores correspondem aos tons avermelhados.
Rotação
É o movimento angular da estrela em torno do seu eixo. A velocidade de rotação de uma estrela pode ser medida por espetroscopia ou através do deslocamento das suas características superficiais.
Como as estrelas não são corpos sólidos, estão sujeitas a diferentes velocidades de rotação (rotação diferencial), que interferem com o campo magnético estelar.