Glossário de evolução estelar

Anã branca

Estrelas quentes, de baixa luminosidade, que estão no seu estágio final de evolução. Elas perderam sua fonte de energia nuclear e colapsaram a um tamanho similar ao da Terra ou menor, contendo uma massa igual à do Sol. Acontece com estrelas de massa entre 0,8 e 10 massas solares.

Anã marrom

Objetos astronômicos com massa entre 10 e 84 vezes a massa de Júter, ou seja, muito grande para ser um planeta, mas muito pequena para iniciar a fusão termonuclear do hidrogênio, e portanto não pode ser uma estrela.

Anã negra

Objeto teórico que seria o ponto final de evolução de uma estrela de baixa massa sem companheira, após ter passado a fase de anã branca e ter esfriado, não sendo mais luminosa. Nenhuma anã negra existe até hoje em nosso Universo, pois ele não é velho o suficiente pra que esses objetos tenham tido tempo de se formar.

Buraco negro

Região do espaço onde a gravidade é tão grande que nada, nem mesmo a luz, pode escapar. É um possível final de evolução de estrelas muito massivas.

Diagrama H-R

É um gráfico da luminosidade de estrelas em função de sua temperatura. O diagrama pode ser apresentado em diferente formas, sendo que no eixo vertical pode ser plotada a magnitude absoluta em vez da luminosidade, e no eixo horizontal o tipo espectral ou o índice de cor em vez da temperatura. O diagrama tem as iniciais de seus descobridores: Hertzprung e Russel.

Disco proto-planetário

Disco de matéria (gás e poeira) envolvendo uma estrela jovem ou uma proto-estrela, a partir do qual poderão ser formar planetas.

Estrela de nêutrons

Estágio final de evolução de estrelas muito massivas. Quando cessa a produção de energia nuclear, a estrela explode como supernova e o que resta é uma bola de nêutrons, cuja densidade se aproxima da densidade de um núcleo atômico e cujo diâmetro é da ordem de 20 km.

Estrela Wolf-Rayet

Etapa evolutiva de estrelas de massa muito alta, em que a estrela apresenta forte perda de massa a um um envoltório de gás e poeira.

Gigante vermelha

Fase da vida das estrelas durante a qual elas estão queimando hidrogênio numa camada externa ao núcleo. Nessa fase as estrelas têm raios entre 10 e 100 raios solares (são gigantes), e temperatura superficial relativamente baixa (são avermelhadas).

Glóbulos de Bok

Regiões pequenas e escuras que aparecem em nebulosas brilhantes e que se acredita serem condensações de gás e poeira iniciando o processo de formação estelar.

Limite de Chandrasekhar

A maior massa que, teoricamente, uma anã branca pode ter, valendo 1,4 massas solares.

Matéria degenerada

Matéria submetida a pressões extremas, como em estrelas anãs brancas e estrelas de nêutrons. Nessa situação, a pressão não é originada pelo movimento das partículas devido à temperatura, mas sim pelo movimento das partículas devido a efeitos quânticos. Essa pressão é chamada pressão de degenerescência.

Nebulosa planetária

Fase pela qual passam estrelas do tipo do Sol, quando, após a fase de gigante vermelha, ejetam seu envelope externo, que se espalha por uma região do tamanho do sistema solar. A estrela central posteriormente se transforma em uma anã branca.

Nova

Estrela que subitamente aumenta em brilho, geralmente por um fator de 10 000, então lentamente enfraquece e volta a seu brilho original. Resulta de uma explosão na superfície de uma anã branca, causada pelo excesso de matéria caindo sobre sua superfície captada da atmosfera de uma companheira expandida.

Ponto de saída (em inglês``turnoff point'')

Ponto do diagrama HR de um algomerado estelar ocupado pelas estrelas que estão saido da seqüência principal. Esse ponto determina a idade do aglomerado.

Pressão de degenerescência

Pressão orginada por efeitos quânticos em estados de matéria altamente comprimida. Em um gás de férmions (partículas com spin 1/2) a alta densidade, como acontece em anãs brancas (massa de elétrons e prótons) ou estrelas de nêutrons (massa de nêutrons), a separaç ão entre as partículas é muito pequena. Pelo princípio de incerteza de Heinsemberg, a diferença de momentum entre elas deve ser de no mínimo maior do que [ h/(Dx)]. Como Dx é muito pequeno, a diferença de momentum é muito grande, e portanto as velocidades, dadas por [ p/m] vão ser muito grandes, principalmente no caso dos elétrons, em que a massa é pequena.

Pressão de radiação

Pressão exercida pelos fótons. Cada fóton tem um momentum associado a ele, que é igual à energia do fóton (hn) dividida pela velocidade da luz. Quando o fóton incide sobre uma partícula, ele transfere momemtum para a partícula, exercendo-lhe uma força.

Princípio de exclusão de Pauli

Dois férmions não podem ter o mesmo estado quântico.

Princípio da incerteza de Heinsemberg

É impossível definir a posicão e o momentum de uma partícula com uma precisão maior do que h para o produto das incertezas, ou seja: Dp Dx > h

Proto-estrela

Estágio inicial na vida de uma estrela, abrangendo desde o instante em que a região central da nebulosa se torna opaca à radiação que emite (forma-se uma fotosfera) até o instante em que a estrela atinge a seqüência principal de idade zero.

Ramo horizontal

Região do diagrama H-R ocupado por estrelas pós seqüência principal, quando estão queimando hélio no núcleo e hidrogênio em uma camada envolvendo o núcleo.

Raio de Schwarschild

Raio da região em torno de um buraco negro dentro da qual nem a luz pode escapar.

Seqüência principal

Uma estreita faixa desde a extremidade superior esquerda até a extremidade inferior direita do diagrama H-R, onde se localizam a maioria das estrelas, e onde as estrelas passam cerca de 90% de sua vida. A seqüência principal é basicamente uma seqüência de massas, as estrelas mais massivas estando no extremo superior esquerdo e as menos massivas no extremo infeiror direito. Estrelas na seqüência principal estão produzindo energia pela fusão de hidrogênio em hélio no n\'cleo.

Seqüência principal de idade zero

Localização de estrelas de diferentes massas no diagrama H-R quando elas deixam a fase de contração e entram em estado de equilíbrio proporcionado por fusão nuclear.

Subgigante

Uma estrela cuja luminosidade em relação a seu tipo espectral a coloca entre a seqüência principal e a o ramo das gigantes no diagrama H-R. São designadas pela classe de luminosidade IV.

Supergigante

Estrela massiva (mais de 10 vezes a massa do Sol) num estágio avançado de evolução estelar. Pode se até 1000 vezes maior do que o Sol e milhares de vezes mais luminosa. Existem supergigantes de todos os tipos espectrais. Uma supergigante provavelmente se tranformará numa supernova.

Supernova

Estrela que sofre um aumento espetacular em sua luminosidade devido a uma explosão catastrófica de seu núcleo. Supernova de tipo I: resulta quando uma anã branca acreta massa suficiente de uma companheira para alcançar o limite de Chandrasekhar de 1,4 massas solares. Supernova de tipo II: resulta do colapso de uma estrela massiva contendo de 10 a 20 massas solares. Tal objeto, após produzir um núcleo de ferro, não tem mais como produzir energia por fusão nuclear, e colapsa catastroficamente, explodindo.

Trajetória de Hayashi

parte da trajetória evolutiva da protoestrela em que ela é totalmente convectiva. Nesta fase, a temperatura da protoestrela permanece praticamente constante enquanto ela se contrai e se torna menos luminosa. No diagrama H-R, a trajetória de Hayashi é uma faixa estreita e quase vertical, no lado direito do diagrama.