Estrutura Estelar:

Estrelas formam-se a partir de nuvens de gás que colapsam devido à sua gravidade interna. O colapso é interrompido pela pressão interna no centro da estrela. Durante o colapso, a energia potencial gravitacional armazenada no gás é convetida em energia interna (térmica), aquecendo a região central da nuvem. O aumento de temperatura acarreta aumento da pressão interna, contrabalançando a gravidade.

A energia interna da estrela produzida durante o colapso é suficiente para mantê-la irradiando luz, mas somente por uns 15 milhões de anos (intervalo conhecido como tempo de Kelvin-Helmholtz). A maioria das estrelas têm idades da ordem de 10 bilhões de anos ou mais, de forma que elas precisam repor seu manancial de energia térmica, produzindo-a de alguma outra forma diferente da contração gravitacional. Este manancial de energia são as reações nucleares de fusão, que liberam energia armazenada nos núcleos atômicos e a convertem em calor e luz.

A estrutura de uma estrela é determinada por cinco conceitos e relações básicos.

1. equilíbrio hidrostático- A maioria das estrelas, como o Sol, não se expandem nem se contraem. Elas mantêm seu tamanho estável. Isso implica que a pressão em cada ponto no interior da estrela compensa a pressão gravitacional causada pelo peso do material acima do ponto. A estrela é um objeto auto-gravitante.
   
    
2. equilíbrio térmico- a energia produzida no caroço central da estrela a partir de reações termonucleares é igual à energia que a estrela perde na forma de radiação eletromagnética (luz).
   
   
   
    
3. opacidade - a eficiência com a qual a energia liberada nas regiões centrais é irradiada para fora depende da transparência do meio gasoso no interior da estrela à propagação da luz. Se a opacidade é baixa, a luz se propaga facilmente, chegando mais eficientemente à superfície da estrela e sendo irradiada. Sua temperatura e pressão tenderão a ser menores do que no caso de uma estrela de maior opacidade.
   
   

   Na superfície a energia é irradiada, formando o espectro da estrela.
    

4. transporte de energia- energia não precisa necessariamente ser transportada na forma de luz. A maneira pela qual se dá o transporte de energia do centro para fora determina a temperatura externa da estrela e sua cor.

   Há três formas de se transportar energia de um ponto a outro em um meio: condução, convecção e radiação. Condução representa o transporte de energia através de colisões entre as partículas do meio (as mais energéticas tendem a perder energia para as menos energéticas, transportando assim energia de um meio mais quente para outro mais frio). Este mecanismo é pouco comum nos interiores estelares. Já a convecção e a radiação são importantes e a opacidade ajuda a definir qual dos dois mecanismos opera e em que parte da estrela. Quando a temperatura é alta e os átomos estão ionizados (ou seja, perderam seus elétrons) a opacidade é menor e o transporte por radiação domina.
    

   
   

   

   Para baixas temperaturas, como nas camadas mais externas das estrelas, os prótons e elétrons estão unidos em átomos neutros ou de baixa ionização, sendo a opacidade mais alta. Isso diminui a eficiência do mecanismo de transporte por radiação, sendo este mecanismo então substituído pela convecção. Neste caso, a energia térmica é transportada pelo movimento turbulento do próprio gás das regiões mais quentes para as mais frias. Ao chegar à superfície da estrela, as bolhas formadas no movimento convectivo liberam energia.

   

   O mecanismo de transporte de energia também depende da variação da temperatura no interior da estrela. Se a temperatura cai fortemente de dentro para fora, a convecção opera. Caso contrário, o transporte de energia se dá por radiação.
    

5. produção de energia- no caso de estrelas, energia é produzida por fusão termonuclear. Durante a maior parte da existência da estrela, ocorrem reações de fusão de hidrogênio em hélio. Há dois ciclos de reações que levam a este resultado: o ciclo próton-próton e o ciclo CNO. As reações serão discutidas em mais detalhe quando tratarmos da evolução estelar.

Esses 5 ítens, quantificados por fórmulas matemáticas, descrevem como energia é produzida e transportada à superfície da estrela e como ela determina a estrutura interna da estrela.

Interiores Estelares:

Uma estrela pode ser dividida em duas regiões básicas: a atmosfera e o interior. A primeira engloba as camadas mais externas da estrela, onde a densidade e pressão são menores. O interior contém quase toda a massa da estrela e é em suas regiões centrais que se dão as reações de fusão nuclear. O interior pode, portanto, ser subdividido em uma região central, um envelope radiativo e um envelope convectivo. Já a atmosfera se subdivide em fotosfera, cromosfera e coroa. Os limites destas regiões não são necessariamente bem definidos e as regiões variam de tamanho entre uma estrela e outra. Por exemplo, estrelas quentes têm zonas radiativas maiores e zonas convectivas menores relativamente às estrelas mais frias.

• região central - onde se produz a energia via reações nucleares.
• envelope radiativo- onde energia é tranportada por radiação.
• envelope convectivo- região no interior estelar onde energia é transportada por convecção.
• fotosfera - fina camada externa de onde emana o grosso da luz emitida pela estrela. É onde se originam fenômenos como manchas, flares e protuberâncias (ver texto sobre o Sol).
• cromosfera - região rarefeita da atmosfera da estrela onde ocorre a transição entre fotosfera e coroa.
• coroa - região extremamente rarefeita e quente, de onde emana o vento estelar.

Cromosferas estelares:

A cromosfera é uma região de coloração alaranjada acima da fotosfera. O espectro de cromosfera, contrariamente ao de fotosfera é um espectro de emissão, o que indica a presença de gás quente e ionizado (temperatura de 20,000 K ou mais). Os fenômenos mais complexos e efêmeros que ocorrem na atmosfera de uma estrela, ocorrem na cromosfera, incluindo-se:

1. flares
2. arcos
3. protuberâncias

Flares, arcos e protuberâncias estão ligados à atividade estelar, pequenas variações na luminosidade e no campo magnético da estrela. Gás preso às linhas de campo magnético é elevado a partir da fotosfera em direção à cromosfera. Em poucas horas, as linhas de campo magnético se desfazem, liberando o gás para cima (análogo a um elástico que se parte).

Coroa Estelar:

A coroa é um vasto halo de gás em emissão. O gás coronal é muito quente (temperaturas da ordem de um milhão de graus) e está em evaporação, formando o vento estelar.

O vento estelar é um constante fluxo de partículas subatômicas movendo-se a velocidades maiores do que a velocidade de escape da superfície da estrela. Elas escapam por janelas na coroa, onde o campo magnético é mais fraco e as partículas carregadas não estão presas a ele.

Imagens de raios-x e no ultravioleta da coroa solar mostram que o gás quente está associado às estruturas do campo magnético da fotosfera. Estas estruturas se extendem em longas cadeias em direção à coroa e aquecem-na à sua temperatura de um milhão de graus aproximadamente.

Degenerescência:

Gases normalmente obedecem à Lei dos gases ideais. Por esta lei, pressão, temperatura e densidade estão correlacionados; aumentando-se a temperatura e a densidade , por exemplo, aumenta-se a pressão no gás. Contudo, quando os átomos (ou íons e elétrons) são comprimidos a uma densidade extrema, alguns efeitos de mecânica quântica começam a operar e alteram o comportamento do gás. Em particular, o Princípio de Exclusão de Pauli e o Princípio da Incerteza limitam o número de partículas livres que podem ser colocadas em um volume unitário e que tenham a mesma velocidade. Quando esta densidade limite é alcançada, as partículas só podem ser comprimidas se tiverem velocidades mais altas do que normalmente teriam. Isso leva a um aumento da pressão do gás que independe da sua temperatura. A este fenômeno chamamos de degenerescência. Ele ocorre somente com densidades estupendas, como, por exemplo, aquela que teríamos se toda a massa da Terra fosse comprimida dentro do volume de um estádio de futebol.
 

Os interiores de estrelas em geral são gases ideais e seguem a Lei dos gases ideais. Contudo, à medida em que hidrogênio é transformado em hélio nas regiões centrais de uma estrela, este último começa a se acumular no centro. Hélio não participa de reações nucleares a temperaturas então existentes; não podendo produzir energia, a região central da estrela cede à pressão gravitacional, contraindo-se até que sua densidade se torne grande o suficiente para que o fenômeno da degenerescência opere. Neste ponto, a pressão se desacopla da temperatura no centro da estrela, esta região não mais respondendo a variações deste parâmetro.

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