IMMENSUM: ESTRELAS

Uma estrela é uma grande e luminosa esfera de plasma, mantida íntegra pela gravidade. Ao fim de sua vida, uma estrela pode conter também uma proporção de matéria degenerada. A estrela mais próxima da Terra é o Sol, que é a fonte da maior parte da energia do planeta. Outras estrelas são visíveis da Terra durante a noite, quando não são ofuscadas pela luz do Sol ou bloqueadas por fenômenos atmosféricos.

Historicamente, as estrelas mais importantes da esfera celeste foram agrupadas em constelações e asterismos, e as estrelas mais brilhantes ganharam nomes próprios. Extensos catálogos de estrelas foram compostos pelos astrônomos, o que permite a existência de designações padronizadas.
Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à fusão nuclear do hidrogênio no seu núcleo, liberando energia que atravessa o interior da estrela e irradia para o espaço sideral. Quase todos os elementos que ocorrem na natureza mais pesados que o hélio foram criados por estrelas, seja pela nucleossíntese estelar durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de supernova quando as estrelas explodem.

Os astrônomos podem determinar a massa, idade, composição química e muitas outras propriedades de uma estrela observando o seu espectro, luminosidade e movimento no espaço. A massa total de uma estrela é o principal determinante da sua evolução e possível destino. Outras características de uma estrela são determinadas pela história da sua evolução, inclusive o diâmetro, rotação, movimento e temperatura. Um diagrama da temperatura de muitas estrelas contra suas luminosidades, conhecido como Diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar a idade e o estado evolucionário de uma estrela.

Uma estrela se forma pelo colapso de uma nuvem de material composta principalmente de hélio e traços de elementos mais pesados. Uma vez que o núcleo estelar seja suficientemente denso, parte do hidrogênio é gradativamente convertido em hélio pelo processo de fusão nuclear. O restante do interior da estrela transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de processos radiantes e convectivos. A pressão interna da estrela impede que ela colapse devido a sua própria gravidade. Quando o combustível do núcleo (hidrogênio) se exaure, as estrelas que possuem pelo menos 40% da massa do Sol se expandem para se tornarem gigantes vermelhas, em alguns casos fundindo elementos mais pesados no núcleo ou em camadas em torno do núcleo. A estrela então evolui para uma forma degenerada, reciclando parte do material para o ambiente interestelar, onde será formada uma nova geração de estrelas com uma maior proporção de elementos pesados.

(Nuvem de Magalhães região de surgimento de estrelas)

Sistemas binários e multi estelares consistem de duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente ligadas, movendo-se umas em torno das outras em órbitas estáveis. Quando duas dessas estrelas estão em órbitas relativamente próximas, sua interação gravitacional pode causar um impacto significativo na sua evolução.

As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamento gravitacional muito maior, como um aglomerado ou uma galáxia.

SOL

Tabela resumida do Sistema Solar

As distâncias dos planetas de Mercúrio a Saturno, incluindo-se um buraco para os asteroides, segue aproximadamente a Lei de Titius-Bode.

Nome	Diâmetro (km)	Distância média ao Sol (km)	Massa do planeta (Terra = 1)
Sol	1 392 000	-	332 946
Mercúrio	4 880	57 910 000	0,1
Vênus	12 104	108 208 930	0,9
Terra	12 756	149 597 870	1
Marte	6 794	227 936 640	0,1
Júpiter	142 984	778 412 010	318
Saturno	120 536	1 426 725 400	95
Urano	51 118	2 870 972 200	15
Netuno	49 572	4 498 252 900	17

Para uma noção da dimensão astronômica das distâncias no espaço deve-se fazer cálculos e usar um modelo que permita uma percepção mais clara do que está em jogo. Por exemplo, um modelo reduzido em que o Sol estaria representado por uma bola de futebol (de 22 cm de diâmetro). A essa escala, a Terra ficaria a 23,6 metros de distância e seria uma esfera com apenas 2 mm de diâmetro (a Lua ficaria a uns 5 cm da Terra, e teria um diâmetro de uns 0,5 mm). Júpiter e Saturno seriam berlindes com cerca de 2 cm de diâmetro, respectivamente a 123 e a 226 metros do Sol. Plutão ficaria a 931 metros do Sol, com cerca de 0,36 mm de diâmetro. Quanto à estrela mais próxima, a Proxima Centauri, essa estaria a 6332 km do Sol, enquanto a estrela Sírio a 13 150 km. Se o tempo de uma viagem da Terra à Lua, a cerca de 257 000 km/hora, fosse de uma hora e um quarto, levar-se-ia cerca de três semanas terrestres para se ir da Terra ao Sol, 3 meses se ir a Júpiter, sete meses para Saturno e cerca de dois anos e meio a chegar a Plutão e deixar o nosso sistema solar. A partir daí, a essa velocidade, levar-se-ia 17 600 anos até chegar à estrela mais próxima, e 35 000 anos até Sírio.

Abaixo modelo ilustrativo da estrela Sol em comparação ao tamanho dos planetas do sistema solar.

Assim do todas as estrelas do Universo dentro de 50 milhões de anos, a pressão e a densidade do hidrogênio no centro da protoestrela tornaram-se grandes o suficiente para começar a fusão termonuclear. A temperatura, velocidade de reação, pressão, e densidade aumentaram até que o equilíbrio hidroestático foi alcançado, com a energia termal contendo a força da contração gravitacional. Neste ponto o sol se tornou uma estrela completa da sequência principal. O Sistema Solar como nós conhecemos irá durar até o Sol começar a sair da sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell. Como o Sol queima seu suprimento de hidrogênio combustível, a energia que mantém o núcleo tende a decrescer, causando o colapso do mesmo. O aumento da pressão aquece o núcleo, que queima mais rápido e como resultado, o Sol está se tornando mais brilhante a uma taxa de aproximadamente dez porcento a cada 1,1 bilhão de anos. Daqui a aproximadamente 5,4 bilhões de anos, o Hidrogênio no núcleo irá terá sido completamente convertido em Hélio, terminando a fase da sequência principal. Com o término da reação de hidrogênio, o núcleo irá se contrair ainda mais, aumentando a pressão e a temperatura, causando a fusão que inicia o processo do Hélio. O Hélio no núcleo queima a uma temperatura muito maior, e a energia de saída será muito maior que durante o processo do hidrogênio. Neste período, a camada externa do solar irá se espandir a aproximadamente 260 vezes o atual diâmetro e a estrela se tornará uma gigante vermelha. Por causa deste aumento da área de superfície, esta irá ser consideravelmente mais fria do que na sequência principal (2600 K a mais fria).

Eventualmente, o Hélio no núcleo irá se exaurir numa taxa muito mais rápida do que o hidrogênio, e a fase de combustão será apenas uma fração de tempo comparada com a do Hidrogênio. O sol não é massivo o suficiente para começar a fusão de elementos mais pesados, e as reações nucleares no núcleo irão definhar. Suas camadas externas cairão no espaço deixando uma anã branca, um objeto extraordinariamente denso, com metade da massa original do Sol porém com apenas o tamanho da Terra. As camadas externas ejetadas irão formar o que é conhecido como a nebulosa planetária, retornando parte do material que formou o Sol para o meio interestelar.