Os antigos gregos acreditavam que o universo era dividido em sete esferas concêntricas, dispostas ao redor da Terra, em que se situavam sucessivamente o Sol, a Lua, os planetas e assim por diante. A sétima esfera protegia o cosmo de uma grande massa de fogo, visível pelos pequenos pontos incandescentes, a que se deu o nome de estrelas fixas.
Estrela é um corpo celeste com luminosidade própria, oriunda de sua energia interna e, apesar da imensidão do tamanho, visível no céu como pequeno ponto, devido à enorme distância que a separa da Terra. Os bilhões de estrelas existentes no universo freqüentemente se distribuem em pares, sistemas múltiplos e cúmulos, ou aglomerados.
A história da observação estelar começou com a aparição do homem na Terra. Nomes de constelações utilizados atualmente, como Leão, Touro e Escorpião, se encontram em códigos sumérios datados do segundo milênio antes de Cristo. Os povos antigos realizaram anotações baseadas na observação direta da abóbada celeste. O manuscrito chinês Tunhuang contém o primeiro mapa estelar conhecido, que agrupa as estrelas em constelações. O astrônomo alexandrino Cláudio Ptolomeu registrou no catálogo Almagesto, datado do século II, a existência de 1.022 estrelas distribuídas em 48 constelações.
A utilização do telescópio, iniciada no século XVII por Galileu, criou novas possibilidades para a contemplação e observação sistemática das estrelas. Nos tempos modernos, os sistemas de lentes e espelhos e o envio de satélites ao espaço, iniciado no século XX, tornaram muito mais precisa a tarefa de catalogar os corpos celestes. O atlas monumental da National Geographic Society americana, preparado entre 1949 e 1956, documenta a presença de numerosas estrelas até então desconhecidas. Embora a extraordinária multiplicidade dos corpos celestes dificulte, a princípio, sua ordenação, a crescente precisão dos mapas estelares permite que, a partir de um ponto de referência, seja possível determinar a posição exata desses corpos no céu.
A magnitude aparente de um astro é a que lhe corresponde numa escala em que a magnitude é relacionada com o brilho. A ordem das magnitudes é numericamente invertida, isto é, a primeira se aplica às estrelas mais brilhantes, enquanto as de número mais alto cabem às estrelas de menos brilho que, segundo a escala inicialmente adotada, seriam as de sexta magnitude.
Segundo modificações dessa ordenação, deve-se estabelecer que cada magnitude da escala supõe um aumento de brilho 2,5 vezes superior ao da anterior. Dessa forma, a estrela mais brilhante é cem vezes mais intensa que a mais fraca. A descoberta de nebulosas e galáxias progressivamente mais afastadas da Terra, com distâncias astronômicas de milhares de anos-luz, impôs a necessidade de ampliar a escala e de fracioná-la em decimais. As magnitudes máximas chegam a ser registradas com valores negativos. Assim, por exemplo, a estrela Sírius apresenta uma notação de -1,60, Canopus de -0,9 e Antares apenas 1,2.
Essa classificação não leva em conta a distância existente entre a Terra e cada estrela e se baseia simplesmente na visão de um observador situado na Terra. Por esse motivo recebe o nome de escala de magnitudes aparentes. A magnitude absoluta de uma estrela leva em conta também a distância entre ela e a Terra, que se determina pelo método da triangulação ou paralaxe. Por essa nova escala, a magnitude absoluta da estrela corresponde ao brilho que exibiria a uma distância de dez parsecs, correspondente a 3,26 anos-luz ou a 3,26 vezes a distância percorrida por uma partícula que se movimenta com a velocidade da luz, no intervalo de um ano. Assim, uma estrela que dista da Terra um parsec, com um ângulo de paralaxe de um segundo de arco, se acha 200.000 vezes mais distante que o Sol. A magnitude do Sol é de 4,27, de modo que mal seria visível se estivesse a dez parsecs de distância. A estrela mais próxima do sistema solar, Alfa Centauro, está a 4,3 anos-luz da Terra, cerca de 300.000 vezes mais afastada que o Sol.
Mede-se o brilho das estrelas por meio de um fotômetro acoplado ao telescópio com que se opera e que atua, essencialmente, como o de uma câmara fotográfica. Para determinar a magnitude absoluta de uma estrela, utilizam-se dois dados: a magnitude aparente e a distância existente entre a estrela e a Terra, que se calcula por triangulação. Esta consiste em registrar a posição de determinado astro quando a Terra passa por dois pontos opostos de sua própria órbita que, ligados por um segmento de reta imaginário, constituem a base do triângulo em cujo vértice se encontra a estrela. A aplicação de procedimentos trigonométricos a esse triângulo possibilita identificar o ponto em que se acha a estrela. Conhecidas a distância e a magnitude aparente, pode-se determinar a luminosidade da estrela a dez parsecs de distância (magnitude absoluta) e compará-la com a de outros astros.
A luminosidade de uma estrela depende de seu tamanho e de sua atividade energética. Portanto, é também de fundamental importância conhecer sua temperatura superficial, o que se consegue pelo estudo do espectro da estrela, produzido pela decomposição da luz que ela emite em bandas de freqüência, ou cores. A tonalidade da luz emitida pelas estrelas, mensurável por meio de procedimentos fotoelétricos, vai do amarelo ao violeta, passando pelo azul, alaranjado e branco. As estrelas de temperatura mais elevada têm uma cor azulada, enquanto as mais frias são avermelhadas. A maior parte das estrelas que compõem a constelação de Órion, por exemplo, visíveis a olho nu, são branco-azuladas, mas a Betelgeuse, da mesma constelação, apresenta coloração avermelhada. A interpretação do espectro proporciona também dados a respeito da estrutura química e da composição da atmosfera de uma estrela.
Muitas estrelas, que a olho nu parecem simples, observadas ao telescópio revelam-se duplas ou múltiplas. Em alguns casos a proximidade é aparente, mas geralmente elas se encontram a pequena distância umas das outras. Uma das mais belas estrelas duplas é Alfa do Cruzeiro do Sul, também chamada estrela de Magalhães ou "o pé da cruz", que se compõe de duas estrelas branco-azuladas muito brilhantes, facilmente distinguíveis com uma luneta simples. Esses corpos celestes descrevem movimento orbital ao redor do centro de gravidade comum, cujo conhecimento permite, por aplicação das leis de Kepler, a determinação da massa de cada estrela.
Uma das mais notáveis descobertas da astronomia no século XIX foi a de que a estrela Sírius é dupla. Em 1834, o alemão Friedrich Wilhelm Bessel mostrou que as irregularidades na posição de Sírius seriam perfeitamente explicáveis se fosse admitido que essa estrela possuía uma companheira, que foi finalmente descoberta 28 anos depois por Alvan G. Clark.
Dois séculos depois de Giovanni Battista Ricciolo ter descoberto, em 1650, a primeira estrela dupla, Mizar, essa mesma estrela foi objeto de nova e importante descoberta. Ao examinar o espectro da estrela principal do par, Edward Charles Pickering constatou que as linhas espectrais apareciam desdobradas e a distância entre elas variava num período ligeiramente superior a vinte dias. Esse comportamento anômalo explicou-se pelo fato de a estrela principal ser constituída de um par de estrelas próximas uma da outra, cujo movimento ao redor do centro de gravidade comum levava uma delas a aproximar-se da Terra, enquanto a outra se afastava. As linhas desdobradas do espectro deviam-se à superposição dos espectros das duas estrelas.
Além das estrelas duplas visíveis e espectroscópicas, existem as eclipsantes ou fotométricas. Em 1782, John Goodricke observou que o brilho de Algol permanecia constante a maior parte do tempo e sofria reduções bruscas que duravam quase duas horas a cada dois dias, vinte horas e 49 minutos. No ano seguinte, o próprio Goodricke admitiu que as reduções no brilho de Algol se deviam à existência de uma companheira escura que, girando ao redor dela, provocava eclipses ao passar-lhe à frente. A hipótese foi confirmada mais tarde e se descobriram muitas estrelas desse tipo.
Segundo critérios estabelecidos a partir da observação dos espectros estelares, convencionou-se considerar duas partes fundamentais na estrutura das estrelas: a atmosfera e seu núcleo ou interior. A atmosfera se compõe de elementos leves, principalmente hidrogênio, o que se representa no espectro por linhas escuras. O núcleo é a parte onde se produz a energia interna da estrela, por meio de reações nucleares. Estas dependem principalmente da temperatura da estrela, que determina reações do tipo próton-próton, que consistem na transformação de hidrogênio em hélio, ou reações ligadas ao ciclo do carbono, como a transformação de hélio e berílio em elementos de maior peso atômico.
A força de gravidade das estrelas tende a dirigir os átomos dos gases que as constituem para o centro. Se não houver oposição a essa força, a estrela sofrerá compressão; em caso contrário, sofrerá rápida expansão, acompanhada de violenta liberação de energia. Do equilíbrio entre essas duas forças opostas - compressão e expansão - depende o estado da estrela e sua posterior evolução.
A formação das estrelas a partir dos gases e partículas galácticas dispersas no universo dá-se por meio de um mecanismo bem conhecido. A matéria interestelar, concentrada pela ação da gravidade, leva à formação de corpos celestes que, depois de acumulada uma quantidade suficiente de massa, dão origem a proto-estrelas. A estrela jovem ou proto-estrela inicia seu ciclo de vida com a compressão da massa gasosa pela ação de forças gravitacionais. O aumento de pressão produz aquecimento gradual até que o núcleo da estrela atinja a temperatura necessária para desencadear as reações nucleares. Transforma-se então num gigantesco reator termonuclear, que adquire luminosidade própria graças à enorme quantidade de energia desprendida nessas reações.
Ao alcançar a plenitude, interrompe-se a fase de compressão e a estrela atinge um estado de equilíbrio estacionário, no qual sua fonte de energia é a fusão nuclear. Nessa fase, iniciam-se reações em cadeia nas quais quatro átomos de hidrogênio se unem para formar um átomo de hélio, concentrado no núcleo da estrela. Essa etapa, característica do atual estado do Sol e de outros corpos semelhantes, é denominada seqüência principal, a partir da qual esses corpos seguem trajetórias evolutivas distintas, de acordo com suas massas.
Ao esgotar-se o hidrogênio em seu interior, substituído pelo hélio, a estrela abandona a seqüência principal. As reações nucleares que envolvem átomos de hélio requerem temperaturas mais elevadas, atingidas mediante um novo processo de contração gravitacional do núcleo. Conseqüentemente, a energia volta-se para dentro, o que resulta em redução do brilho. Como efeito contrário à contração e aquecimento do núcleo, a atmosfera estelar expande-se e resfria-se até uma temperatura inferior à metade da correspondente à etapa anterior. Assim, o raio da estrela pode multiplicar-se de cem a mil vezes, motivo pelo qual ela é conhecida, nessa fase, como gigante vermelha.
Uma gigante vermelha reajusta continuamente seu tamanho e temperatura superficial a fim de manter o equilíbrio de forças necessário a sua estabilidade. Quando seu núcleo está suficientemente quente, inicia-se novo ciclo de reações nucleares, que têm o hélio como combustível e resultam na formação de átomos de carbono e ferro. De modo geral, as gigantes vermelhas e as supergigantes possuem massa inferior à das estrelas de seqüência principal e disso decorre sua mínima densidade. Assim, por exemplo, a estrela Épsilon do Cocheiro, a maior que se conhece, tem diâmetro aproximadamente três mil vezes maior que o do Sol, mas massa apenas 25 vezes maior. Sua densidade média equivale a três milionésimos da densidade do ar na superfície da Terra.
O destino de uma estrela após a etapa de gigantismo depende da massa que lhe resta depois de cessada a atividade nuclear, de sua velocidade e da eventual presença de outras estrelas gravitacionalmente ligadas a ela, formando aglomerados ou sistemas múltiplos. Embora haja divergências a respeito, é comumente aceito que, ao final de um ciclo de vida, toda estrela pode transformar-se em anã branca, em estrela de nêutrons ou em buraco negro.
As anãs brancas, estrelas de tamanho equivalente ao da Terra, originaram-se de gigantes vermelhas que, ao esgotarem seu combustível nuclear, conservaram um pequeno núcleo que se consome lentamente. Sua temperatura superficial é altíssima. O Sol, atualmente em fase de seqüência principal, transformar-se-á em gigante vermelha, que engolirá todo o sistema solar, antes de esgotar seu ciclo de vida. Sua permanência na fase em que se encontra é, segundo cálculos científicos, de alguns bilhões de anos. Sírius B foi a primeira anã branca descoberta. No sistema duplo de que faz parte, a outra estrela, Sírius, está na fase de seqüência principal e é dez vezes mais brilhante que sua companheira. Um conjunto binário com um componente em fase de anã branca que eclipsa temporariamente o outro constitui o fenômeno conhecido como nova, estrela muito brilhante cuja luminosidade decresce bruscamente ao final de certo período.
Outro ponto final da evolução estelar são as estrelas de nêutrons ou pulsares, em que uma massa gasosa análoga à do Sol se comprime até formar uma esfera com diâmetro da ordem de cinqüenta quilômetros. Essas estrelas, cuja existência foi comprovada em 1967, emitem impulsos de radiação na freqüência das ondas de rádio e são detectadas com a utilização de radiotelescópio.
Os buracos negros provêm de massas estelares residuais, duas vezes maiores que a massa do Sol, após a explosão de uma gigante vermelha. Embora recentemente descobertos, acredita-se que o comportamento desses corpos celestes se explica a partir de um colapso gravitacional total, que reduz o raio da estrela a alguns centímetros. Nos buracos negros, a concentração da massa é de tal ordem que nenhum corpo, nem mesmo a luz, consegue escapar à atração da gravidade que se gera.
Além dos sistemas estelares duplos eclipsantes, ou novas, existem estrelas em que a variação do brilho se deve a alterações da própria luminosidade. É o caso de Maravilha da Baleia, primeira estrela variável identificada, cuja variabilidade foi descoberta em 1596 por David Fabricius. O brilho dessas estrelas varia de maneira periódica ou não. Nas variáveis periódicas, ditas pulsantes, a modificação do brilho se deve a sucessivas contrações e expansões, que provocam alterações na temperatura superficial e na luminosidade.
http://www.emdiv.com.br/pt/mundo/asmaravilhas/1639-estrela-corpo-celeste.html
Estrela é um corpo celeste com luminosidade própria, oriunda de sua energia interna e, apesar da imensidão do tamanho, visível no céu como pequeno ponto, devido à enorme distância que a separa da Terra. Os bilhões de estrelas existentes no universo freqüentemente se distribuem em pares, sistemas múltiplos e cúmulos, ou aglomerados.
A história da observação estelar começou com a aparição do homem na Terra. Nomes de constelações utilizados atualmente, como Leão, Touro e Escorpião, se encontram em códigos sumérios datados do segundo milênio antes de Cristo. Os povos antigos realizaram anotações baseadas na observação direta da abóbada celeste. O manuscrito chinês Tunhuang contém o primeiro mapa estelar conhecido, que agrupa as estrelas em constelações. O astrônomo alexandrino Cláudio Ptolomeu registrou no catálogo Almagesto, datado do século II, a existência de 1.022 estrelas distribuídas em 48 constelações.
A utilização do telescópio, iniciada no século XVII por Galileu, criou novas possibilidades para a contemplação e observação sistemática das estrelas. Nos tempos modernos, os sistemas de lentes e espelhos e o envio de satélites ao espaço, iniciado no século XX, tornaram muito mais precisa a tarefa de catalogar os corpos celestes. O atlas monumental da National Geographic Society americana, preparado entre 1949 e 1956, documenta a presença de numerosas estrelas até então desconhecidas. Embora a extraordinária multiplicidade dos corpos celestes dificulte, a princípio, sua ordenação, a crescente precisão dos mapas estelares permite que, a partir de um ponto de referência, seja possível determinar a posição exata desses corpos no céu.
A magnitude aparente de um astro é a que lhe corresponde numa escala em que a magnitude é relacionada com o brilho. A ordem das magnitudes é numericamente invertida, isto é, a primeira se aplica às estrelas mais brilhantes, enquanto as de número mais alto cabem às estrelas de menos brilho que, segundo a escala inicialmente adotada, seriam as de sexta magnitude.
Segundo modificações dessa ordenação, deve-se estabelecer que cada magnitude da escala supõe um aumento de brilho 2,5 vezes superior ao da anterior. Dessa forma, a estrela mais brilhante é cem vezes mais intensa que a mais fraca. A descoberta de nebulosas e galáxias progressivamente mais afastadas da Terra, com distâncias astronômicas de milhares de anos-luz, impôs a necessidade de ampliar a escala e de fracioná-la em decimais. As magnitudes máximas chegam a ser registradas com valores negativos. Assim, por exemplo, a estrela Sírius apresenta uma notação de -1,60, Canopus de -0,9 e Antares apenas 1,2.
Essa classificação não leva em conta a distância existente entre a Terra e cada estrela e se baseia simplesmente na visão de um observador situado na Terra. Por esse motivo recebe o nome de escala de magnitudes aparentes. A magnitude absoluta de uma estrela leva em conta também a distância entre ela e a Terra, que se determina pelo método da triangulação ou paralaxe. Por essa nova escala, a magnitude absoluta da estrela corresponde ao brilho que exibiria a uma distância de dez parsecs, correspondente a 3,26 anos-luz ou a 3,26 vezes a distância percorrida por uma partícula que se movimenta com a velocidade da luz, no intervalo de um ano. Assim, uma estrela que dista da Terra um parsec, com um ângulo de paralaxe de um segundo de arco, se acha 200.000 vezes mais distante que o Sol. A magnitude do Sol é de 4,27, de modo que mal seria visível se estivesse a dez parsecs de distância. A estrela mais próxima do sistema solar, Alfa Centauro, está a 4,3 anos-luz da Terra, cerca de 300.000 vezes mais afastada que o Sol.
Mede-se o brilho das estrelas por meio de um fotômetro acoplado ao telescópio com que se opera e que atua, essencialmente, como o de uma câmara fotográfica. Para determinar a magnitude absoluta de uma estrela, utilizam-se dois dados: a magnitude aparente e a distância existente entre a estrela e a Terra, que se calcula por triangulação. Esta consiste em registrar a posição de determinado astro quando a Terra passa por dois pontos opostos de sua própria órbita que, ligados por um segmento de reta imaginário, constituem a base do triângulo em cujo vértice se encontra a estrela. A aplicação de procedimentos trigonométricos a esse triângulo possibilita identificar o ponto em que se acha a estrela. Conhecidas a distância e a magnitude aparente, pode-se determinar a luminosidade da estrela a dez parsecs de distância (magnitude absoluta) e compará-la com a de outros astros.
A luminosidade de uma estrela depende de seu tamanho e de sua atividade energética. Portanto, é também de fundamental importância conhecer sua temperatura superficial, o que se consegue pelo estudo do espectro da estrela, produzido pela decomposição da luz que ela emite em bandas de freqüência, ou cores. A tonalidade da luz emitida pelas estrelas, mensurável por meio de procedimentos fotoelétricos, vai do amarelo ao violeta, passando pelo azul, alaranjado e branco. As estrelas de temperatura mais elevada têm uma cor azulada, enquanto as mais frias são avermelhadas. A maior parte das estrelas que compõem a constelação de Órion, por exemplo, visíveis a olho nu, são branco-azuladas, mas a Betelgeuse, da mesma constelação, apresenta coloração avermelhada. A interpretação do espectro proporciona também dados a respeito da estrutura química e da composição da atmosfera de uma estrela.
Muitas estrelas, que a olho nu parecem simples, observadas ao telescópio revelam-se duplas ou múltiplas. Em alguns casos a proximidade é aparente, mas geralmente elas se encontram a pequena distância umas das outras. Uma das mais belas estrelas duplas é Alfa do Cruzeiro do Sul, também chamada estrela de Magalhães ou "o pé da cruz", que se compõe de duas estrelas branco-azuladas muito brilhantes, facilmente distinguíveis com uma luneta simples. Esses corpos celestes descrevem movimento orbital ao redor do centro de gravidade comum, cujo conhecimento permite, por aplicação das leis de Kepler, a determinação da massa de cada estrela.
Uma das mais notáveis descobertas da astronomia no século XIX foi a de que a estrela Sírius é dupla. Em 1834, o alemão Friedrich Wilhelm Bessel mostrou que as irregularidades na posição de Sírius seriam perfeitamente explicáveis se fosse admitido que essa estrela possuía uma companheira, que foi finalmente descoberta 28 anos depois por Alvan G. Clark.
Dois séculos depois de Giovanni Battista Ricciolo ter descoberto, em 1650, a primeira estrela dupla, Mizar, essa mesma estrela foi objeto de nova e importante descoberta. Ao examinar o espectro da estrela principal do par, Edward Charles Pickering constatou que as linhas espectrais apareciam desdobradas e a distância entre elas variava num período ligeiramente superior a vinte dias. Esse comportamento anômalo explicou-se pelo fato de a estrela principal ser constituída de um par de estrelas próximas uma da outra, cujo movimento ao redor do centro de gravidade comum levava uma delas a aproximar-se da Terra, enquanto a outra se afastava. As linhas desdobradas do espectro deviam-se à superposição dos espectros das duas estrelas.
Além das estrelas duplas visíveis e espectroscópicas, existem as eclipsantes ou fotométricas. Em 1782, John Goodricke observou que o brilho de Algol permanecia constante a maior parte do tempo e sofria reduções bruscas que duravam quase duas horas a cada dois dias, vinte horas e 49 minutos. No ano seguinte, o próprio Goodricke admitiu que as reduções no brilho de Algol se deviam à existência de uma companheira escura que, girando ao redor dela, provocava eclipses ao passar-lhe à frente. A hipótese foi confirmada mais tarde e se descobriram muitas estrelas desse tipo.
Segundo critérios estabelecidos a partir da observação dos espectros estelares, convencionou-se considerar duas partes fundamentais na estrutura das estrelas: a atmosfera e seu núcleo ou interior. A atmosfera se compõe de elementos leves, principalmente hidrogênio, o que se representa no espectro por linhas escuras. O núcleo é a parte onde se produz a energia interna da estrela, por meio de reações nucleares. Estas dependem principalmente da temperatura da estrela, que determina reações do tipo próton-próton, que consistem na transformação de hidrogênio em hélio, ou reações ligadas ao ciclo do carbono, como a transformação de hélio e berílio em elementos de maior peso atômico.
A força de gravidade das estrelas tende a dirigir os átomos dos gases que as constituem para o centro. Se não houver oposição a essa força, a estrela sofrerá compressão; em caso contrário, sofrerá rápida expansão, acompanhada de violenta liberação de energia. Do equilíbrio entre essas duas forças opostas - compressão e expansão - depende o estado da estrela e sua posterior evolução.
A formação das estrelas a partir dos gases e partículas galácticas dispersas no universo dá-se por meio de um mecanismo bem conhecido. A matéria interestelar, concentrada pela ação da gravidade, leva à formação de corpos celestes que, depois de acumulada uma quantidade suficiente de massa, dão origem a proto-estrelas. A estrela jovem ou proto-estrela inicia seu ciclo de vida com a compressão da massa gasosa pela ação de forças gravitacionais. O aumento de pressão produz aquecimento gradual até que o núcleo da estrela atinja a temperatura necessária para desencadear as reações nucleares. Transforma-se então num gigantesco reator termonuclear, que adquire luminosidade própria graças à enorme quantidade de energia desprendida nessas reações.
Ao alcançar a plenitude, interrompe-se a fase de compressão e a estrela atinge um estado de equilíbrio estacionário, no qual sua fonte de energia é a fusão nuclear. Nessa fase, iniciam-se reações em cadeia nas quais quatro átomos de hidrogênio se unem para formar um átomo de hélio, concentrado no núcleo da estrela. Essa etapa, característica do atual estado do Sol e de outros corpos semelhantes, é denominada seqüência principal, a partir da qual esses corpos seguem trajetórias evolutivas distintas, de acordo com suas massas.
Ao esgotar-se o hidrogênio em seu interior, substituído pelo hélio, a estrela abandona a seqüência principal. As reações nucleares que envolvem átomos de hélio requerem temperaturas mais elevadas, atingidas mediante um novo processo de contração gravitacional do núcleo. Conseqüentemente, a energia volta-se para dentro, o que resulta em redução do brilho. Como efeito contrário à contração e aquecimento do núcleo, a atmosfera estelar expande-se e resfria-se até uma temperatura inferior à metade da correspondente à etapa anterior. Assim, o raio da estrela pode multiplicar-se de cem a mil vezes, motivo pelo qual ela é conhecida, nessa fase, como gigante vermelha.
Uma gigante vermelha reajusta continuamente seu tamanho e temperatura superficial a fim de manter o equilíbrio de forças necessário a sua estabilidade. Quando seu núcleo está suficientemente quente, inicia-se novo ciclo de reações nucleares, que têm o hélio como combustível e resultam na formação de átomos de carbono e ferro. De modo geral, as gigantes vermelhas e as supergigantes possuem massa inferior à das estrelas de seqüência principal e disso decorre sua mínima densidade. Assim, por exemplo, a estrela Épsilon do Cocheiro, a maior que se conhece, tem diâmetro aproximadamente três mil vezes maior que o do Sol, mas massa apenas 25 vezes maior. Sua densidade média equivale a três milionésimos da densidade do ar na superfície da Terra.
O destino de uma estrela após a etapa de gigantismo depende da massa que lhe resta depois de cessada a atividade nuclear, de sua velocidade e da eventual presença de outras estrelas gravitacionalmente ligadas a ela, formando aglomerados ou sistemas múltiplos. Embora haja divergências a respeito, é comumente aceito que, ao final de um ciclo de vida, toda estrela pode transformar-se em anã branca, em estrela de nêutrons ou em buraco negro.
As anãs brancas, estrelas de tamanho equivalente ao da Terra, originaram-se de gigantes vermelhas que, ao esgotarem seu combustível nuclear, conservaram um pequeno núcleo que se consome lentamente. Sua temperatura superficial é altíssima. O Sol, atualmente em fase de seqüência principal, transformar-se-á em gigante vermelha, que engolirá todo o sistema solar, antes de esgotar seu ciclo de vida. Sua permanência na fase em que se encontra é, segundo cálculos científicos, de alguns bilhões de anos. Sírius B foi a primeira anã branca descoberta. No sistema duplo de que faz parte, a outra estrela, Sírius, está na fase de seqüência principal e é dez vezes mais brilhante que sua companheira. Um conjunto binário com um componente em fase de anã branca que eclipsa temporariamente o outro constitui o fenômeno conhecido como nova, estrela muito brilhante cuja luminosidade decresce bruscamente ao final de certo período.
Outro ponto final da evolução estelar são as estrelas de nêutrons ou pulsares, em que uma massa gasosa análoga à do Sol se comprime até formar uma esfera com diâmetro da ordem de cinqüenta quilômetros. Essas estrelas, cuja existência foi comprovada em 1967, emitem impulsos de radiação na freqüência das ondas de rádio e são detectadas com a utilização de radiotelescópio.
Os buracos negros provêm de massas estelares residuais, duas vezes maiores que a massa do Sol, após a explosão de uma gigante vermelha. Embora recentemente descobertos, acredita-se que o comportamento desses corpos celestes se explica a partir de um colapso gravitacional total, que reduz o raio da estrela a alguns centímetros. Nos buracos negros, a concentração da massa é de tal ordem que nenhum corpo, nem mesmo a luz, consegue escapar à atração da gravidade que se gera.
Além dos sistemas estelares duplos eclipsantes, ou novas, existem estrelas em que a variação do brilho se deve a alterações da própria luminosidade. É o caso de Maravilha da Baleia, primeira estrela variável identificada, cuja variabilidade foi descoberta em 1596 por David Fabricius. O brilho dessas estrelas varia de maneira periódica ou não. Nas variáveis periódicas, ditas pulsantes, a modificação do brilho se deve a sucessivas contrações e expansões, que provocam alterações na temperatura superficial e na luminosidade.
http://www.emdiv.com.br/pt/mundo/asmaravilhas/1639-estrela-corpo-celeste.html
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