O Que é uma Estrela

Estrela - Uma estrela é um corpo celeste formado de plasma, o quarto estado da matéria (e não de gás, como muitos pensam), que se mantém coeso devido a sua força gravitacional. Esse corpo celeste, por causa de sua pressão interna, produz energia por fusão nuclear, transformando moléculas de hidrogênio em hélio. Uma estrela tem que ter uma massa acima de um determinado valor crítico (aproximadamente 81 vezes a massa de Júpiter) para que se dêem reações nucleares de fusão no seu interior. Corpos que não atingem esse limite, mas que ainda assim irradiam energia por compressão gravitacional chamam-se anãs castanhas (ou Anã marrom) e são um tipo de corpo celeste na fronteira entre as estrelas e os planetas.

Gigante azul - Em astronomia, uma estrela Gigante azul é uma estrela pesada, com massa maior que 18 vezes a massa do Sol, e muito quente e brilhante de tipo espectral O ou B.No Diagrama de Hertzsprung-Russell, Gigantes azuis são encontradas no canto superior esquerdo graças a sua luminosidade.Gigantes azuis são extremamente luminosas, atingindo magnitudes absolutas de -5, -6 ou mesmo menor (magnitudes estelares seguem uma escala logaritmica e portanto, quando mais negativa maior o valor da grandeza). Suas temperaturas são tão altas (20.000 K ou mais) que uma quantidade considerável de sua energia é emitida através de radiação ultra-violeta, e portanto invisível para os nossos olhos.

Classificação estelar - Em astronomia, classificação estelar é uma classificação de Estrelas baseadas na temperatura da fotosfera e suas características espectrais associadas, e refinada a seguir em termos de outras características. As temperaturas estelares podem ser classificadas usando-se a lei do deslocamento de Wien; mas isto cria dificuldades para estrelas distantes. A espectroscopia estelar oferece uma maneira de classificar estrelas de acordo com suas linhas de absorção; linhas de absorção particulares podem ser observadas somente para uma dada temperatura porque somente nessa temperatua os níveis de energia atômica envolvidos estão povoados. Um esquema antigo do século 19) utilizava letras de A ao P, e é a origem das classes espectrais usadas atualmente.  

Diagrama de Hertzsprung-Russell - Em astronomia, o diagrama de Hertzsprung-Russell (usualmente utiliza-se a abreviação Diagrama HR) mostra a relação matemática entre magnitude absoluta, luminosidade, classificação estelar e a temperatura de superfície. Este diagrama foi criado em 1910, por Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell.Existem duas formas equivalentes. Uma é a forma do observador que marca o índice de cor da estrela em um eixo e a magnitude absoluta no outro. Estas duas quantidades podem ser obtidas por observação.A forma teórica marca a temperatura das estrelas em um eixo e a luminosidade da estrela no outro. Estas duas quantidades são obtidas de modelos computacionais para a evolução estelar.

Magnitude absoluta - Em astronomia, magnitude absoluta é a magnitude aparente, m, que um objeto teria se estivesse a uma distância padronizada.A magnitude absoluta nos permite comparar o brilho de objetos sem levar em consideração as distâncias em que eles se encontram.

Magnitude aparente - Em Astronomia, magnitude aparente é uma escala para comparação do brilho das estrelas desenvolvida pelo astrônomo grego Hiparco há mais de 2000 anos.A magnitude aparente fornece uma forma de comparar quão brilhante um objeto parece em relação a outro, mas não quão brilhante ele é. Isto porque a magnitude aparente depende da distância em que o objeto se encontra.

Luminosidade - Em astronomia, luminosidade é a quantidade de energia que um corpo irradia em uma unidade de tempo. Ela é tipicamente expressa em unidades de watts ou em termos da Luminosidade solar, Lsol.Neste caso ela é a quantidade energia o objeto irradia comparado com o Sol, cuja luminosidade é 3.827×1026 Watts. Luminosidade nao deve ser confudida com luminância.

Evolução estelar - Em astronomia, evolução estelar é a seqüência de mudanças que uma estrela sofre durante seu tempo de vida, os milhares, milhões ou bilhões de anos durante os quais ela emite luz e calor. Durante o curso deste tempo, a estrela irá mudar radicalmente.A evolução estelar não é estudada pela observação do ciclo de vida de uma simples estrela; a maioria das mudanças estelares ocorre tão vagarosamente que só seriam detectáveis depois de muitos e muitos séculos. Ao invés disto, astrofísicos tentam entender como as estrelas evoluem pela observação de numerosas estrelas, cada uma em um diferente ponto da vida do ciclo da vida, e simulando estrutura estelar como modelos de computadores.

Estrutura estelar - O modelo mais simples de estrutura estelar é a aproximação quase-estática de simetria esférica. O modelo assume que a estrela se situa muito próxima de una situação de equilíbrio hidrostático no qual apenas há movimentos verticais nítidos e, por sua vez, também se considera que a forma do astro possui simetria esférica. Todo isto é em essência correto para a grande maioria das estrelas observáveis.

Equilíbrio hidrostático - O equilíbrio hidrostático (ou mecânico) é a condição em que a força de pressão e a força da gravidade se compensam entre sí, ou seja, há um equilíbrio entre elas sendo a força resultante nula.O equilíbrio hidrostático é importante para todos os corpos celestes, nas estrelas por exemplo, se a força de pressão e a força da gravidade não são equivalentes a estrela vai sofrer mudanças violentas na sua estrutura.

Temperatura e espectro - Algumas estrelas são extremamente quentes, enquanto outras são mais frias. Esta afirmação está relacionada à cor que as estrelas emitem. Ao observar os pedaços de carvão em uma churrasqueira, você sabe que o carvão com brasa vermelha está mais frio do que os pedaços com brasas mais claras. O mesmo é verdadeiro para as estrelas. Uma estrela azul ou branca é mais quente do que uma estrela amarela, que é mais quente do que uma outra vermelha. O espectro de uma estrela também pode informar seus elementos químicos porque diferentes elementos (por exemplo, hidrogênio, hélio, carbono, cálcio) absorvem a luz em diferentes comprimentos de onda. Se você olhar a cor mais forte ou o comprimento de onda mais intenso da luz emitida pela estrela, poderá calcular sua temperatura (temperatura em graus kelvin = 3 x 106/ comprimento de onda em nanômetros).

Fonte: http://www.astro.iag.usp.br