Tipos de objetos estelares.

1. Tipo Características Exemplos
Anãs
Vermelhas
 Trata-se de uma estrela pequena e relativamente fria. O seu tipo
espectral pode ser K ou M.
 Constituem a maioria das estrelas e a sua massa é menor do que a massa
do Sol (entre 0,075 e 0,5 massas solares).
 A temperatura da superfície e menor a 3.500 K. A temperatura interior é
baixa, com a energia gerada através da fusão do hidrogénio em hélio.
 São estrelas que emitem pouca luz, com uma luminosidade, em alguns
casos, de apenas 1/10.000 a luminosidade solar (a maior anã vermelha
conhecida, tem só 10% da luminosidade solar.
 O Transporte de energia do interior é feito por convecção (como são
totalmente convectivas o hélio não se aglomera só no núcleo, queimando
uma proporção maior do hidrogénio, antes de deixarem a sequência
principal).
Lalande 21185
Proxima
Centauri
Anãs
Amarelas
 Estrela da sequência principal de classe G.
 Têm entre 0,8 e 1,2 massas solares
 A temperatura da superfície varia entre 5.300 e 6.000 K.
 Converte o hidrogénio em hélio, no núcleo, por fusão nuclear.
 O Sol é o exemplo mais conhecido de uma anã amarela: em cada segundo
funde cerca de 600 milhões de toneladas de hidrogénio para hélio,
convertendo cerca de 4 milhões de toneladas de matéria em energia.
 As anãs amarelas fundem hidrogénio durante cerca de 10 mil milhões de
anos, até se esgotar. Quando acaba, a estrela expande-se até se tornar uma
Gigante Vermelha. Eventualmente, a Gigante Vermelha perderá as
camadas externas de gás, tornando-se uma nebulosa planetária. O núcleo
arrefece e contrai-se até ao estado de uma Anã Branca.
Alpha Centauri
A
Tau Ceti
51 Pegasi
51 Pegasi
Tau Ceti: 7.000 milhões de anos mais velha do que o Sol, 15
vezes mais larga e 80 vezes mais luminosa
Anãs
Azuis
 Trata-se de uma classe hipotética de estrelas, que se desenvolve a partir
de uma estrela anã vermelha, depois de esta ter esgotado o seu
combustível de hidrogénio, uma vez que a anãs vermelhas fundem
lentamente o hidrogénio e são totalmente convertidas.
O universo ainda não tem idade para que se possa ter formado alguma

2. anã azul, pelo que a sua existência é prevista com base em modelos
teóricos:
→ As estrelas aumenta de luminosidade á medida que envelhecem, e uma
estrela mais luminosa deve irradiar rapidamente energia de forma a
manter o equilíbrio. As estrelas maiores do que as anãs vermelhas
aumentam de tamanho e tornam-se gigantes vermelhas, com superfícies
maiores. No entanto, ao invés da expansão, prevê-se que as anãs
vermelhas aumentam a taxa de radiação, o que aumenta a temperatura
da sua superfície, tornando-se ainda mais “azuis”. Isto ocorre porque as
camadas superficiais das anãs vermelhas não se tornam
significativamente mais opacas, com o aumento da temperatura.
Anãs
Brancas
 Resultado do processo evolutivo de estrelas com até dez massas solares
(cerca de 98% de todas as estrelas tornar-se-ão anãs brancas, no entanto só
6% dos objetos celestes, vizinhos do Sol, é que são anãs brancas).
 As estrelas com até 10 massas solares não são massivas o suficiente para
que a temperatura do núcleo seja suficientemente alta para que possam
fundir o carbono em reações de nucleossíntese.
Depois de se terem tornado Gigantes Vermelhas, durante a fase da
combustão do hélio e hidrogénio, a camada externa será lançada para o
espaço, surgindo a partir daí uma nebulosa planetária, restando apenas
um núcleo composto, praticamente, só de carbono e oxigénio.
Embora este núcleo seja mil vezes mais luminoso do que o Sol e com uma
temperatura efetiva que pode chegar a 150.000 K, não tem uma fonte de
energia adicional e irá, gradualmente, irradiar a sua energia e arrefecer.
O núcleo, sem o suporte contra o colapso gravitacional, oferecido pelas
reações de fusão termonucleares, torna-se extremamente denso, com uma
massa típica de 0,6 massas solares, num volume comparável ao da Terra.
O colapso gravitacional da anã branca só é contido devido à pressão de
degenerescência electrónica. A massa da maior parte das anãs brancas
não consegue contrariar esta pressão. Só a partir de 1,4 massas solares
(limite de Chandrasekhar) é que uma estrela pode explodir numa
supernova.
 À medida que arrefecem, as anãs brancas passam pelas chamadas faixas
de instabilidade do diagrama H-R e quando começam a pulsar, tornam-
se anãs brancas pulsantes. Como arrefecem devagar, são necessários
biliões de anos para que uma anã branca arrefeça o suficiente para
deixar de ser visível, e transformar-se numa anã negra. Como a idade do
Sirius A e B
G29-38
Sirius A e B, foto do Hubble

3. Universo é, atualmente, estimada em 13,7 biliões de anos, estes objetos
estelares ainda não tiveram tempo para arrefecer o suficiente para
deixarem de ser visíveis. Mesmo as anãs brancas mais velhas do disco da
Via Láctea ainda estão visíveis, com uma luminosidade de 3x10-5
a
luminosidade do Sol e com temperaturas superficiais na ordem dos 3.700
K.
G29-38
Anãs
Laranjas
 Estrela com classe espectral K e luminosidade V.
 A expectativa de vida deste corpo celeste é de 15 a 30 mil milhões de anos
(a do Sol é de 10 mil milhões).
 Está entre as classes espectrais G (como o Sol) e M (como a Proxima
Centauri).
 Têm uma massa entre 0,5 e 0,8 massas solares e uma temperatura
superficial entre 3.900 K e 5.200 K.
 Este tipo de estrelas corresponde a 12,1% das estrelas próximas ao Sol, e
têm zonas habitáveis (regiões onde pode existir água líquida nos
planetas) e são mais estáveis do que as anãs vermelhas.
61 Cygni
Alfa Centauri
B
Epsilon Indi
Anãs
Castanhas
 É um objeto de pouca luminosidade que não consegue iniciar a fusão de
Hidrogénio no núcleo.
 É mais pesada do que um planeta, mas não tão maciça quanto uma
estrela. São consideradas estrelas fracassadas. Devido a esta
característica são consideradas o “elo perdido” entre os planetas gigantes
gasosos e as estrelas.
Upsilon
Andromedae
HD 38529A
Gliese 229B
Órbita planetária à volta da
Upslinon Andromedae

4. Binário
Emissor
de Raios X
de Alta
Massa
 São um tipo de binários de raios X, compostos por uma estrela da
sequência principal de massa superior à do Sol, normalmente uma
estrela Be ou uma supergigante azul, e outra que é um objeto compacto,
podendo ser um buraco negro ou uma estrela de neutrões.
 Neste tipo de binários de raios , a acreção (processo mediante o qual a
ação de uma determinada força propicia a aglomeração de corpos de
pequenas dimensões para originar um corpo de maiores dimensões) da
matéria realiza-se por um “vento”.
 O vento estelar da estrela primária é capturado pela estrela secundária e,
quando este cai no objeto, produz raios x.
Cygnus X-1
(onde foi
descoberto o
primeiro
buraco negro)
Binário
Emissor
de Raios X
de Baixa
Massa
 Sistema binário formado por um objeto compacto (estrela de neutrões ou
buraco negro) e uma estrela companheira na sequência principal, com
uma massa muito menor à do Sol e pertencente ao tipo espectral K ou M.
 A estrela companheira fica no que se conhece como o Lóbulo de Roche e
transfere parte da massa á estrela de neutrões ou buraco negro. Uma vez
atravessado o Lóbulo de Roche, a matéria da estrela companheira que
gira numa órbita demasiado ampla para cair no objeto compacto, cria
um disco de acreção.
Após sucessivas colisões, os fragmentos do disco de acreção vão perdendo
velocidade, sendo, finalmente, engolidos pelo objeto compacto. As
colisões fazem com que os fragmentos aqueçam até temperaturas de
milhões de graus e gerem raios X.
4U 1820-30
4U 2129+12

5. Binário
Emissor
de Raios X
Be (ou
binário de
raios X
Be)
 Classe de binários de alta massa de raios X constituído por uma estrela
Be e uma estrela de neutrões.
 A estrela de neutrões, geralmente, tem uma órbita elíptica em volta da
estrela Be.
 O vento estelar da Be forma um disco confinado a um plano,
frequentemente, diferente do plano orbital da estrela de neutrões.
Quando esta passa através do disco da estrela Be, aumenta a quantidade
de gás por um espaço curto de tempo. Quando este gás cai sobre a estrela
de neutrões, há uma emissão, brilhante, de raios X.
A0620-00
Cefeida  Estrela gigante ou supergigante amarela, 4 a 15 vezes mais massiva do
que o Sol e com uma luminosidade de 100 a 30.000 vezes superiores à do
Sol. A luminosidade varia entre 0,1 a 2 magnitudes, num período bem
definido, de 1 a 100 dias
L. Carinae
Estrelas
Ap e Bp
 São estrelas peculiares (de onde provém o p) dos tipos espectrais A e B.
 Têm sobre abundância de alguns elementos de terras-raras (como por
exemplo európio) ou de outros elementos (como estrêncio).
 A velocidade da rotação deste tipo de estrelas é mais baixa do que o
habitual em estrelas do tipo A e B, embora haja casos em que chega a ter
uma rotação de 100 km/s.
 Têm campos magnéticos mais fortes.
 A localização química da sobre abundância está diretamente relacionada
com a geometria do campo magnético.
 Algumas estrelas apresentam variações na velocidade radial, devido às
pulsações de vários minutos que ocorrem na estrela.
 Para o estudo deste tipo de estrelas utiliza-se a espectroscopia de alta
Alioth
Α Circini
θ Aurigae A
θ1
Microscopii

6. resolução, juntamente com a imagem Doppler, que configura um mapa
da superfície estelar a partir da rotação da estrela.
Estrela
Binária de
Contacto
 Estrela cujos componentes estão tão próximos que enchem os Lóbulos de
Roche, chegando mesmo a tocar-se ou a fundir-se, passando a
compartilhar a capa exterior de gás.
 Um sistema binário onde ambos os objetos estelares partilham as capas
exteriores pode chamar-se de “binária de sobrecontacto” (overcontact
binary).
 Praticamente todas as binárias de contacto são binárias eclipsantes, as
quais são conhecidas como variáveis W Ursae Majoris, cujo arquétipo é a
estrela W Ursae Majoris.
W Ursae
Majoris
Beta Lyrae
Beta Lyrae
Estrela
Branca da
Sequência
Principal
 Estrela do tipo espectral A e de classe luminosa V.
 Este tipo de estrelas não deve ser confundido com as anãs brancas, que
são remanescentes estelares de massa escassa.
 As estrelas brancas da sequência principal são, como indica o nome,
estrelas situadas na sequência principal no diagrama H-R, o que implica
que a sua energia provenha da fusão do hidrogénio em hélio.
 De tipo A na Classificação de Harvard, o espectro desta estrela tem
linhas bastante intensas de hidrogénio assim como linhas de metais
ionizados.
 A temperatura superficial varia entre 7.100 e 9750 K e a massa está
compreendida entre 1,5 e 3 massas solares.
Sirio A
Altair
Sheratan A
Heze
Altair (magnitude 0,8)

7. Estrelas
CH
 Estrela de carbono caracterizadas pela presença de banda de absorção
CH nos espectros das estrelas.
 Pertencem à população Estelar H, são pobres em metais e, em geral,
relativamente antigas.
 Têm uma luminosidade inferior à das estrelas de carbono C-N clássicas.
 Encontram-se, na sua generalidade, no halo galáctico e nos cúmulos
globulares.
 O estudo das estrelas C-H pode proporcionar informação directa sobre o
papel desempenhado pelas estrelas do halo de baixa e média massa, na
evolução precoce da galáxia.
 Muitas destas estrelas são parte de sistemas binários e, acredita-se, que é
o caso de todas as estrelas CH.
 Comparativamente às estrelas de Bário, são, provavelmente, o resultado
de uma transferência de massa de uma estrela antiga de carbono clássica,
para a, agora, estrela CH.
HE 1327-2326
HD 26
HD 201626
Estrelas
com linhas
metálicas
(ou
estrelas
Am)
 São estrelas cujo espectro apresenta linhas de absorção fortes e, muitas
vezes, variáveis de alguns metais, como o zinco, o estrôncio, o cobre, o
zircónio e o bário, e deficiências de outros, como o cálcio e/ou o escândio.
Estes conteúdos anómalos devem-se ao fato de alguns elementos, que
absorvem melhor a luz, serem empurrados até à superfície, enquanto
outros se afundam devido à força da gravidade. Este efeito tem lugar,
somente, se a velocidade da rotação for baixa.
 Normalmente, as estrelas do tipo A tem uma rotação acelerada, mas a
maior parte das estrelas Am fazem parte de um sistema binário onde a
rotação das duas estrelas diminui devido à força de maré.
Cástor B
Mizar B
Alfa Volantis
Um Orionis Aa
Alkurhah A
Estrela
Compacta
(objeto
compacto)
 Nome que se dá às estrelas que podem ser anãs brancas, estrelas de
neutrões, estrela exótica ou um buraco negro.
 Esta expressão feralmente é usada quando a natureza de uma estrela é
desconhecida, mas as evidências sugerem que é muita massiva e tem um
raio pequeno, o que leva a concluir que pode ser um dos casos acima
citados.
Estrela de  Objeto astronómico formado par bosões (as estrelas comuns são formadas

8. Bosões por femiões).
 Para que este tipo de estrela exista, deve haver um tipo de bosão estável
de pequena massa. Ainda não há qualquer evidência que prove a
existência deste tipo de bosão, no entanto, seria possível detectar este tipo
de estrelas através da observação da radiação gravitacional emitida por
um par de estrelas de bosões co-orbitantes.
 As estrelas de bosões poderiam ter sido formadas pelo colapso
gravitacional nos primórdios nos primórdios do Big Bang. Pelo menos,
em teoria, uma estrela supermassiva de bosões poderia existir no centro
de uma galáxia, o que explicaria muitas das propriedade observadas nos
núcleos ativos.
 As estrelas de bosões foram propostas como possíveis candidatas a objetos
de matéria escura.
Estrelas de
Chumbo
 Estrela de baixa metalicidade que apresenta alta concentração de
chumbo e bismuto, em relação a outros produtos do processo S.
Estrelas de
Ferro
 Tipo hipotético de estrela que poderia formar-se no Universo em 101500
anos.
 A premissa por detrás das estrelas de ferro estabelece que a fusão fria
através do tunelamento quântico faria com que os núcleos leves se
fundissem em núcleos de ferro-56.
 Os processos de fissão e emissão de partículas-alfa fariam com que o
núcleo pesado decaísse em ferro, convertendo os objetos de massa estelar
em esferas frias de ferro.
 A formação deste tipo de estrelas só seria possível caso se se comprovasse
que o protão não decai.
Estrela de
Hélio
 Estrela do tipo espectral O ou B cujo espectro mostra linhas de absorção
de hélio especialmente fortes, e linhas de hidrogénio débeis ou ausentes.
 As estrelas de hélio estremas não apresentam traços de hidrogénio,
enquanto as estrelas de hélio médias mostram linhas de hidrogénio
visíveis mas mais débeis do que nas estrelas normais.
 A perda das camadas exteriores de hidrogénio, deixando exposto o núcleo
de hélio, pode dever-se a um forte vento estelar (como nas estrelas de
Wolf-Rayet), ou à transferência de massa numa estrela binária, cujos
componentes estão muito próximos (estrelas binárias de contacto).
γ2
Velorum
α Telescopii
Variável
de Hélio
 Estrela Bp onde a intensidade das linhas de absorção de hélio varia
periodicamente.

9. Estrela de
Mercúrio-
Manganês
 Tipo de estrela peculiar que apresenta uma raia espectral a 398,4 nm,
devido à absorção de mercúrio ionizado.
 São do tipo espectral B8 ou B9, e possuem duas características distintas:
1. Um excesso de atmosfera de elementos como fósforo, manganês, gálio,
estrôncio, ítrio, zircónio, platina e mercúrio;
2. Ausência de um campo magnético forte.
 A rotação deste tipo de estrelas é relativamente vagarosa e,
consequentemente, as suas atmosferas costumam ser calmas.
 Alguns tipos de átomos “submergem” sob a força da gravidade, enquanto
outros são empurrados para o exterior da estrela pela pressão de
radiação, compondo uma atmosfera não-homogénea.
Alpheratz
Gienah Corvi
Mulipheir
Dabih Minor Dabih
Estrela de
Preões
 Estrela compacta, hipotética, composta por preões (grupo de partículas
subatómicas que, teoricamente, poderiam compor os quarks e os leptões).
 As estrelas de preões teriam altíssimas densidades teriam densidades
altíssimas, excedendo 10-23 g/cm3 – intermediárias entre estrelas de
neutrões e buracos negros.
 Em princípio, estes objetos poderiam ser detectados por meio de lentes
gravitacionais de raios gama.
 A existência deste tipo de estrelas explicaria, parcialmente, a
discrepância entre as observações e os cálculos cinemáticos sobre a massa
das galáxias que levaram à hipótese da matéria escura.
 Seriam originadas a partir de explosões de supernovas ou a partir do big
bang, apesar de ser difícil explicar como é que objetos tão compactos
poderiam ser formados desta forma.
Estrela de
quarks ou
estrela
estranha
 Tipo de estrela exótica hipotética, composta por quarks ou matéria
estranha.
 Estas seriam fases ultra-densas de matéria degenerada, teorizada, como
os casos formados a partir de estrelas de neutrões massivas.
 Teoricamente, quando a matéria neutra-degenerada, pela força da
própria gravidade, a estrela atinge pressão suficiente, os neutrões
desagregam-se em quaks (quark Up e quark Down). Alguns destes quarks

10. podem vir a tornar-se quarks Strange (estranho), formando assim a
“matéria estranha”. A estrela, então, passar-se-ia a chamar “estrela
quark” ou “estrela estranha”, semelhante a um hadrão gigante.
Estrelas de
neutrões
super
densas
observadas
 Dois candidatos a estrelas de quarks (ou estrelas estranhas), observados a
12 de Abril de 2002 pelo Observatório de raios-X Chandra, os quais
tinham sido, previamente tratados como sendo estrelas de neutrões.
 Baseados sobre as leis da física conhecidas, o primeiro parece ser muito
menor e o segundo muito mais frio do que deveriam ser, sugerindo que
são compostas por material mais denso que o neutrino.
 No entanto, estas observações têm sido colocadas em causa por cientistas
que defendem que os resultados não são conclusivos.
RX J1856.5
XTE J1739-
285
Estrelas de
Tecnécio
 Estrela cujo espectro revela a presença do elemento tecnécio.
 As primeiras estrelas deste tipo foram descobertas em 1952,
proporcionando a primeira prova directa da nucleossíntese estelar. Como
os isótipos mais estáveis de tecnécio têm uma vida média de alguns
milhões de anos, a única explicação para a presença deste elemento no
interior das estrelas é que foi criado num passado recente.
 Observou-se a presença de tecnécio nalgumas estrelas M, Ms, S e estrelas
C.
R Hydrae
T Ceti
Ji Cygni
Estrelas
do Tipo
Tardio
 Estrelas da classe K ou classe M.
 Este termo foi dado no início do século XX, quando se acreditava que as
estrelas começavam a “vida” como estrelas do tipo inicial das classes O, B
ou A e, consequentemente, arrefeceriam em estrelas do tipo tardio.
Estrelas
Escuras
 Tipo teórico de estrela que pode ter existido no Universo primitivo, antes
da formação das estrelas comuns.
 Seriam formadas por matéria comum, tal como as actuais estrelas, mas
com uma concentração de matéria escura de neutrino elevadíssima, o que
geraria calor através das reacções de aniquilação entre as partículas de
matéria escura. Este calor preveniria que as estrelas entrassem em
colapso e se tornassem compactas como as estrelas actuais, evitando,

11. assim, que a fusão dos átomos de matéria normal se iniciasse.
 Segundo este modelo, a estrela de matéria escura seria uma enorme
nuvem de hidrogénio e hélio cujo tamanho variaria entre 4 e 2.000
unidades astronómicas de diâmetro. A temperatura superficial seria
demasiado baixa para que a radiação fosse visível a olho nu.
 É possível que as estrelas escuras tenham sobrevivido. Apesar de não
emitirem luz visível, seriam detectáveis através das suas emissões de raios
gama, neutrinos e de antimatéria. Caso haja sobreviventes, estarão
associadas a nuvens de hidrogénio.
Estrelas
Exóticas
 Estrela compacta com alguns elementos que não só os electrões, os
protões e os neutrões, em luta contra o colapso gravitacional gerado pela
pressão de degenescência.
 Esta classe incluiria as estrelas estranhas e as estrelas de preões.
 As estrelas exóticas são objectos hipotéticos, no entanto, observações
efectuadas pelo Chandra X-Ray Observatory, a 10 de Abril de 2002,
detectaram duas candidatas a estrelas estranhas (RX J1852.5-3754 e
3C58, as quais, pensava-se, serem estrelas de neutrões. Segundo uma
análise dos dados, a primeira delas parece ser muito menor e a segunda
muito mais fria do que poderiam ser, sugerindo que são compostas por
algum tipo de matéria desconhecido de matéria mais densa do que o
neutrino. No entanto, estas observações têm estado sob o ataque de
cientistas que dizem que os resultados não foram conclusivos.
Estrelas
FU
Orionis
 São estrelas da pré-sequência principal que apresentam mudanças
extremas na magnitude aparente e tipo espectral. Um exemplo deste tipo
de estrela é a V1057 Cygni, que aumentou a magnitude aparente em 6 e
transitou de classe espectral dKe para F.
V1057 Cygni
Estrelas
Gigantes
 Tratam-se de estrelas com um raio e uma luminosidade muito superiores
aos de uma estrela da sequência principal com a mesma temperatura
superficial.
 Tipicamente, as estrelas gigantes t~em raios que variam entre 10 a 100
raios solares e luminosidades entre 10 e 1.000 vezes a luminosidade solar.
 As estrelas com uma luminosidade superior à das estrelas gigantes são
denominadas supergigantes e hipergigantes. Uma estrela quente e
Alcyone
Thuban
σ Octantis

12. luminosa da sequência principal também pode ser citada como gigante.
Devido aos raios e luminosidades com altos valores, as estrelas gigantes
estão acima da sequência principal, correspondendo às luminosidades
Classes II ou III
Estrelas
Gigantes
Luminosa
s
 Pertencem à classe de luminosidade II na classificação MKK.
 São estrelas cujas Características são intermédias entre as de uma estrela
gigante e as de uma estrela supergigante. Em geral, entram deste grupo
as estrelas gigantes com uma luminosidade especialmente alta, se bem
que não são tão brilhantes nem tão massivas para poderem ser
classificadas como supergigantes.
Scheat
Ras Algethi A
Estrelas
Herbig
Ae/Be
 São estrelas jovens pertencentes aos tipos espectrais A e B, que ainda não
entraram na sequência principal.
 Estão envolvidas por nuvens de gás e poeiras e podem estar rodeadas por
um disco circum-estelar.
 Têm uma massa entre 2 a 8 massas solares.
 O seu nome deve-se ao astrónomo George Herbig, que em 1960 distinguiu
este tipo de estrelas entre as outrs.
 Os critérios para distinguir as estrelas Herbig Ae/Be são:
- Tipo espectral anterior a F0 (s estrelas do tipo F, G, K e M são estrelas
T Tauri);
- Linhas de emissão Balmer no espectro (similares às estrelas T Tauri)
- Excesso de radiação no infravermelho em comparação com as estrelas
comuns, devido a poeira circum-estelar (para distingui-las das estrelas
Be clássicas)
LkHa 198

13.  Em certas ocasiões, as estrelas Herbig Ae/Be apresentam significativas
mudanças no brilho. Pensa-se que é devido à exist~encia de
agrupamentos (proto-planetas ou planetesimais) no disco circum-estelar.
 Objetos parecidos com as estrelas Herbig Ae/Be, mas com massa menor
(inferior a 2 massas solares), são as já citadas estrelas T Tauri, que
correspondem a estrelas do tipo espectral F, G e M, que ainda não
entraram na sequência principal.
 Não se observaram objectos similares com massa superior a 8 massas
solares, pois evoluíram muito rapidamente: quando são visíveis já se
produz a fusão do hidrogénio no núcleo e são, portanto, estrelas da
sequência principal.
Estrela
Intergalác
tica
 É uma estrela que não pertence a nenhuma galáxia. Estas estrelas foram
a causa de muitos debates na comunidade científica durante os finais dos
anos 90 e a crença geral é a de que são o resultado da colisão entre
galáxias.
Estrelas
lambda
Bootis
 São uma classe de estrelas com linhas metálicas débeis cujo tipo espectral
está compreendido entre B e f. Têm falta de elementos pesados
(particularmente do grupo do ferro), com excepção de carbono,
nitrogénio, oxigénio e enxofre.
 A natureza das estrelas Lambda Bootis não é bem conhecida.
Estrelas
múltiplas
 Conjunto de estrelas aparentemente tão próximas umas das outras que, a
olho nu, parecem uma só.
 O caso mais vulgar de estrelas múltiplas são os conjuntos de duas
estrelas, também designados por estrelas binárias. As estrelas múltiplas
constituídas por três estrelas podem ser designadas por estrelas tríplices
ou sistemas estelares trenários.
 A proximidade das estrelas pode ser só aparente, estando estas muito
afastadas entre si, em posições que nos parecem visíveis na mesma linha
de visão. Neste caso o conjunto designa-se por estrela múltipla óptica ou
estrela múltipla aparente.
 Em geral, os elementos estão ligados por gravitação, com todos os
elementos gravitando em torno do centro de gravidade do sistema. Nestes
Castor
Trapézio
Mizar

14. casos designa-se o sistema estelar resultante como uma estrela múltipla
física. Nos sistemas compostos por três ou mais, é vulgar encontrar uma
organização hierárquica, com duas estrelas mais próximas, formando
uma estrela binária e uma terceira 8que pode também ser binária ou até
outra múltipla com organização hierárquica) movendo-se numa órbita
maior em volta do centro de massa do sistema.
Estrelas
Negras
 Objecto gravitacional composto por matéria. Trata-se de uma alternativa
teórica ao conceito de buraco negro da relatividade geral.
 A construção teórica foi desenvolvida através do uso da teoria da
gravitação semiclássica. Uma estrutura idêntica deveria existir também
pelo sistema Einstein-Maxwell-Dirac o qual é o limite (super)clássico da
electrodinâmica quântica.
 Uma estrela negra não precisa de ter um horizonte de eventos, e pode ou
não ser uma fase transicional entre uma estrela em colapso e uma
singularidade. Uma estrela negra é criada quando a matéria se comprime
a uma taxa significativamente menor que a velocidade de queda livre de
uma partícula hipotética a cair para o centro desta estrela, devido ao
facto que os processos quânticos criam polarização do vácuo, o qual cria
uma forma de pressão de degeneração, prevenindo o espaço-tempo (e as
partículas retidas nele) de ocupar o mesmo espaço ao mesmo tempo.
 Esta energia é teoricamente ilimitada e se se formar suficientemente
rápido, irá prevenir o colapso gravitacional de criar uma singularidade.
Isto pode implicar uma taxa cada vez menor de colapso, conduzindo a
um tempo infinito para o colapso, ou assimptoticamente, aproximando-se
a um raio que não seja zero.
 A estrela negra com um raio um pouco maior que o horizonte de eventos
previsto para um buraco negro de massa equivalente aparecerá com uma
visibilidade muito escura , porque quase toda a luz produzida retorna
para a estrela. Qualquer luz que escapar será seriamente afectada pela
gravidade, gerando um desvio para o vermelho nessa luminosidade. Irá
aparecerquase exactamente como um buraco negro.
 Cracteriza a radiação Hawking como partículas virtuais criadas na sua
vizinhança

15. Estrelas
OB
 São estrelas massivas e quentes que aparecem em grupos denominados de
associações OB. Têm uma vida curta e, portanto, não se afastam muito do
local onde foram formadas.
 Durante a vida emitem grandes quantidades de radiação ultravioleta.
Esta radiação, rapidamente, ioniza o gás da gigante nuvem molecular
que envolve as estrelas, formando uma região HII ou esfera de
Stromgren.
LH72
IAUS272
LH72
Estrelas
Padrão
 São estrelas que compreendem uma série de estrelas cujas emissões
luminosas foram medidas em detalhe nas várias bandas presentes do
sistema fotométrico.
 Outros objectos podem ser observados utilizando câmaras com CCD ou
fotómetros fotoeléctricos ligados a um telescópio e, o fluxo, ou
quantidade de luz recebida, pode ser comparada a uma estrela padrão
para que se possa determinar o seu brilho exacto, ou magnitude estelar
do objecto.
Estrelas
Peculiares
(ou
estrelas
quimicame
nte
peculiares)
 Refere-se a estrelas cuja abundância em metais é anómala, pelo menos
nas camadas superficiais.
 As estrelas quimicamente peculiares são frequentes entre as estrelas
quentes da sequência principal, em cujo interior se produz a fusão
nuclear de hidrogénio.
 Foram divididas em quatro classes principais, de acordo com os seus
espectros:
1) Estrelas pobres em hélio, que parecem ter menos hélio do que o
esperado;
2) Estrelas de Mercúrio-manganês (HgMn), com fortes linhas de
absorção de manganês e mercúrio no espectro.
3) Estrelas Ap, com campos magnéticos intensos e linhas de absorção
fortes em sílicio, cromo, estrôncio, európio e outros.
4) Estrelas com linhas metálicas (Am), com linhas fortes de certos
metais e linhas débeis de cálcio e escândio.
 Algumas estrelas apresentam características mistas de várias destas
classes.
 De modo geral, pensa-se que a peculiar composição química observada na
superfície destas estrelas é causada por processos que tiveram lugar após
a formação da estrela, tais como difusão ou efeitos magnéticos das
camadas exteriores da estrela. Estes processos fazem com que alguns
elementos assentem nas camadas inferiores da atmosfera, enquanto
Incluem a
maior parte das
estrelas de
carbono e
estrelas do tipo
S.

16. outros elementos ascendem desde o interior até à superfície, provocando
as particularidades espectrais observadas. Supõe-se que o interior da
estrela, assim como a estrela no seu conjunto, possui uma abundância
química mais normal que reflecte a composição da nuvem de gás a partir
da qual se formou.
 Também existem estrelas peculiares frias, estrelas de tipo espectral G ou
posterior, mas habitualmente estas estrelas não são da sequência
principal. De modo geral, estas estrelas são identificadas pelo nome da
sua classe ou alguma etiqueta específica adicional, ficando a frase
quimicamente peculiar restringida aos membros de um dos tipos de
estrelas quentes descritos acima.
 Muitas das estrelas quimicamente peculiares frias são o resultado da
mistura de produtos da fusão nuclear desde o interior até à superfície da
estrela.
Estrela
1159
 Frequentemente denominada estrela pré-degenerada, é uma estrela com
pouco hidrogénio na atmosfera. Está em estado de transição de uma
estrela principal de nebulosa planetária para uma anã branca quente.
 Este tipo de estrela é muito quente, tendo uma temperatura superficial
que varia entre 75.000 K e 200.000 K e são caracterizadas por atmosferas
pobres em hidrogénio e linhas de absorção para o hélio, o carbono e o
oxigénio.
 A gravidade típica deste tipo de estrelas varia entre 104
a 106
m/s2
.
 Algumas estrelas ainda realizam a fusão do hélio.
 As estrelas PG 1159 receberam este nome em referência à estrela-
protótipo PG 1159-035. Esta estrela, descoberta pelo projecto de busca
astronómica Palomar-Green por objectos estelares que apresentam
excesso de raios ultravioletas, foi a primeira a ser descoberta.
 Acredita-se que as composições atmosféricas das estrelas PG 1159 sejam
fora do comum, pois, após deixar o ramo gigante assimptótico, elas
reiniciaram o processo de fusão de hélio. Como resultado, a atmosfera de
uma estrela PG 1159 é composta por uma mistura de materiais que se
encontravam entre as camadas de fusão do hidrogénio e a de fusão de
hélio da estrela progenitora do ramo assimptótico.
 Crê-se que estas estrelas, eventualmente, perdem massa, arrefecem e
tornam-se anãs brancas da classe DO.
 Algumas estrelas PG 1159 apresentam variação na luminosidade. Estas
estrelas variam subtilmente (5-10%) em brilho devido à onda
PG 1159-035

17. gravitacional não-radial nos interiores. Vibram em vários
simultaneamente, apresentando períodos típicos de 300 a 3.000 segundos.
Estrela
pré-
sequência
Principal
(também
chamada
de estrela
PSP e
objecto
PSP)
 Estrela que se encontra num estágio de desenvolvimento anterior à
sequência principal. Uma estrela PSP pode ser uma estrela T Tauri ou
uma estrela FU Orions (menor a 2 massas solares) ou uma estrela Herbig
Ae/be (de 2 a 8 massas solares).
 A fonte de energia destas estrelas é a contracção gravitacional (em
oposição à combustão de hidrogénio das estrelas da sequência principal).
 No diagrama H-R, o estágio de pré-sequência principal com massas
inferiores a 0,5 massas solares traduz-se num movimento ao longo das
trilhas de Hayashi (num movimento descendente quase vertical) e
posteriormente ao longo das trilhas de Henyey (para a esquerda, quase
horizontalmente, rumo à sequência principal).
 As estrelas PSP podem ser diferenciadas das estrelas anãs da sequência
principal através dos espectros estelares para mensurar a correlação entre
a gravidade e a temperatura. Uma estrela PSP apresentará um raio
maior do que o de uma estrela da sequência principal, sendo assim menos
densa e possuindo uma gravidade superficial mais baixa.
 Enquanto a matéria circundante estiver a ser atraída para a condensação
central, o objecto é considerado uma proto-estrela. Quando o envelope de
gás/poeira desaparece e o processo de acreção se encerra, a estrela passa a
ser considerada uma estrela pré-sequência principal.
 As estrelas pré-sequência principal tornam-se opticamente visíveis após o
birthline estelar. O estágio de estrela pré-sequência principal dura menos
do que 1% da vida de uma estrela (em contraste, uma estrela passará 80%
da sua vida na sequência principal).
 Acredita-se que durante este estágio todas as estrelas possuem densos
discos circum-estelares, prováveis locais de formação de planetas.
Estrelas-Q  Também são conhecidas como buracos cinzas. São objetos hipotéticos,
formados por matéria compacta num estado exótico.
 As Estrelas Q podem ser confundidas com buracos negros.

18. Estrelas
retardatári
as azzuis
ou blue
Stragglers
 São estrelas pertencentes à sequência principal, em aglomerados abertos
ou globulares, que se diferenciam por serem mais luminosas e azuis do
que as estrelas no ponto de saída da sequência principal do aglomerado.
 As retardatárias azuis foram descobertas por Allan Sandage em 1953,
quando realizava a fotometria das estrelas do aglomerado globular M3.
 As teorias padrão da evolução estelar definem que a posição de uma
estrela no diagrama de Hertzsprung-Russell poderia ser determinada
quase inteiramente pela massa inicial e pela idade. Num aglomerado,
todas as estrelas formaram-se, mais ou menos, na mesma altura. Assim,
num diagrama H-R para um aglomerado, todas as estrelas deveriam
agrupar-se ao longo de uma curva determinada unicamente pela idade do
aglomerado, com as posições individuais das estrelas determinadas
apenas pela massa inicial de cada uma. Por terem massas duas a três
vezes maiores do que as do resto da sequência principal, as retardarias
azuis aparentam ser excepções à regra. É provável que a resolução deste
problema esteja relacionado com as interacções entre duas ou mais
estrelas, nas regiões densas dos aglomerados nos quais este tipo de estrela
é encontrada.
Aglomerados:
M3
Tucanae
NGC 6752
Aglomerado M3
Estrelas
subanãs
 Estrela de classe de luminosidade VI, no sistema de classificação
espectral de Yerkes.
 Caracterizam-se como estrelas com luminosidade 1,5 a 2 magnitudes,
abaixo daquela das estrelas da sequência principal do mesmo tipo
espectral.
 Num diagrama de Hertzsprung-Russell, as subanãs aparecem abaixo da
sequência principal.
 O termo “subanã” foi cunhado por Gerar Kuiper em 1939, para se referir
a uma série de estrelas com espectros anómalos que haviam sido
previamente denominados “anãs brancas intermediárias”.

19. Subanãs
frias
 Tal como as estrelas da sequência principal, as subanãs frias (das classes
espectrais de G a M) produzem a energia através da fusão do hidrogénio.
 A explicação para a luminosidade abaixo do esperado para essas estrelas
reside na baixa metalicidade deste tipo de estrelas: são pobres em
elementos mais pesados do que o hélio. A metalicidade mais baixa das
subanãs frias diminui a opacidade das suas camadas mais externas, o que
diminui a pressão da radiação, resultando numa estrela menor e mais
quente para determinada massa. Essa baixa opacidade também permite
que elas emitam uma percentagem maior de luz ultravioleta para o
mesmo tipo espectral relativo a uma estrela de População I, uma
característica conhecida como excesso de ultravioleta.
 Estas estrelas são, de maneira geral, membros do halo da Via Láctea e
frequentemente, possuem altas velocidades espaciais em relação ao Sol.
 Subclassificação: subanã fria e subanã extrema.
SSSPM J1930-
4311
APMPM
J0559-2903
À esquerda, comparação de ULAS1350 com as sub anãs de ti
L anteriormente conhecidas. À direita, concepção artística
trajectória e posição de ULAS1350 em nossa galáxia. Como
aprecia na figura, as sub anãs se encontram no halo da V
Láctea. Créditos: Nicolas Lodieu/GTC (OSIRIS).
Subanãs
quentes
 As subanãs quentes, dos tipos espectrais O e B, também denominados
“estrelas do ramo horizontal extremo” constituem uma classe
inteiramente objectos diferentes em comparação com as sub-anãs frias.
 Representam um estágio tardio na evolução de algumas estrelas, causado
pela perda das camadas mais externas de hidrogénio de uma gigante
vermelha, antes de o núcleo começar a fundir o hélio. A razão pela qual
há esta perda de massa prematura ianda não é clara, mas acredita-se que
a interacção das estrelas de um sistema binário seja um dos principais
mecanismos.
 As estrelas sub-anãs tipo B, sendo as mais luminosas das anãs brancas,
constituem uma boa parte da população das estrelas quentes nos sistemas
solares velhos, como os aglomerados globulares e as galáxias elípticas.
Estrela de
Kapteyn
Groombridge
UM
Cassiopeiae
SSSPM J1549-
3544

20. Sub-anã B  Tipo de estrela de classe espectral B. Constituem as “estrelas do extremo
do ramo horizontal” no diagrama de Hertzsprung-Russell.
 Apresentam um estágio tardio na evolução de algumas estrelas, quando
uma estrela gigante vernelha perde as camadas de hidrogénio externas
antes de o núcleo começar a fundir o hélio. As razões da ocorrência dessa
perda de massa não são claras, mas acredita-se que a interação das
estrelas num sistema de estrelas binárias seja um dos principais
mecanismos. As sub-anãs solitárias podem ser o resultado da fusão de
duas anãs brancas.
 Como as sub-anãs B são mais luminosas do que as anãs brancas,
constituem um importante componente na população das estrelas quentes
nos velhos sistemas estelares, como aglomerados globulares, galáxias em
espiral, bulbos e galáxias elípticas.
 Estas estrelas destacam-se nas imagens de ultravioleta. As sub-anãs
quentes são apontadas como a causa do UV-upturn na emissão luminosa
das galáxias elípticas.
 Pensa-se que as sub-anãs tornem-se anãs brancas sem passar por mais
nenhuma fase de estrela vermelha.
 Possuem massas de aproximadamente 0,5 massas solares, e apenas 1% de
hidrogénio, sendo o restante composto por hélio. O raio destas estrelas
varia entre 0,15 a 0,25 raios solares e a temperatura ente 20.000 a 40.000
K.
 As sub-anãs quentes constituem um grupo na classificação
espectroscópica.
V361 Hydrae
V1093 Herculis
HW Virginis
V391 Pegasi
HW Virginis
Estrelas
Supergiga
ntes
 Estão entre as estrelas mais maciças. No diagrama de Hertzsprung-
Russell ocupam a parte superior. Ma classificação espectral de Yerkes
estão na classe la (supergigantes mais luminosas) ou lb (supergigantes
menos luminosas). Psuuem magnitudes bolométricas (absolutas) entre -5
e -12. As mais luminosas das supergigantes são, frequentemente,
classificadas como hipergigantes de classe 0.
 Podem ter massas entre 8 a 70 massas solares e brilho de 30.000 a
centenas de milhares de vezes a luminosidade do Sol.
 Variam grandemente em raio, geralmente entre 30 a 500, ou mesmo em
mais de 1000 raios solares.
 A lei de Stephan-Boltzmann estabelece que as superfícies relativamente
frias das supergigantes vermelhas irradiam muito menos energia por
unidade de área do que aquelas das supergigantes azuis. Assim, para
Rigel
Betelgeuse
Antares
VY Cannis
Majoris
VV Cephei
V354 Cephei

21. dada luminosidade, as supergigantes vermelhas são maiores do que as
suas contrapartidas azuis.
 Por causa da massa excessiva, estas estrelas t~em um ciclo de vida curto,
de 10 a 50 milhões de anos, e são observadas principalmente em
estruturas cósmicas jovens como os aglomerados abertos, os braços das
galáxias espirais e galáxias irregulares. São menos abundantes no núcleo
das galáxias espirais e raramente são observadas nas galáxias elípticas ou
nos aglomerados globulares, a maioria dos quais supõe-se serem
constituídos de estrelas velhas.
 Há supergigantes em todas as classes espectrais, desde as jovens
supergigantes azui classe O até às velhas supergigantes vermelhas classe
M.
 A modelagem das supergigantes é ainda uma área de pesquisa ativa e é
dificultada por razões como a perda de massa estelar. Em vez de fazer a
modelagem das estrelas individualmente, a tendência mais recente tem
sido a de modelar aglomerados de estrelas e fazer, então, a comparação
da distribuição dos modelos resultantes com a distribuição observada das
supergigantes em galáxias como as Nuvens Magalhães.
 Estima-se que as primeiras estrelas do Universo eram consideravelmente
mais brilhantes e maciças do que as estrelas do universo moderno. Estas
estrelas eram parte de uma hipotética população III de estrelas. A sua
existência é necessária para explicar as observações feitas de elementos
além do hidrogénio e do hélio nos quasares. Imagina-se que as
antecedentes da maioria das supernovas do tipo II sejam supergigantes
vermelhas. Todavia a antecedente da supernova 1987ª foi uma
supergigante azul. Acredita-se que tenha sido uma supergigante
vermelha antes de perder as camadas exteriores devido ao vento estelar.
KW Sagitarii
KY Cygni
Estrelas
T.Tauri
 Estrelas do tipo variável irregulares nomeadas a partir do objeto
prototípico do grupo, a estrela T Tauri. São estrelas jovens que ainda não
entraram na sequência principal). Encontram-se perto de nuvens
moleculares e identificam-se pela variabilidade etelar e presença de
linhas intensas na sua cromosfera.
 Têm uma massa inferior a duas massas solares, e temperaturas
superficiais idênticas à do Sol, mas com uma luminosidade
significativamente mais alta devido ao raio. Pensa-se que as
temperaturas centrais sejam demasiado baixas para iniciar reações

22. termonucleares, tendo como fonte de energia a libertação de energia
gravitacional à medida que a estrela se contrai para formar uma estrela
da sequência principal, podendo chegar a só alcançar este estado entre 10
a 100 milhões de anos.
 Têm períodos de rotação curtos, são muito ativas e variáveis.
 Este tipo de estrela mostra uma intensidade de emissões de raios X e
raios gama alta e variável, muitas apresentando ventos solares fortes. Os
espectros apresentam uma maior abundância de lítio do que o Sol e
outras estrelas da sequência principal, já que este elemento químico se
destrói a temperaturas superiores a 2.500.000 K.
 Cerca de metade das estrelas T Tauri estudadas têm discos circum
estelares, denominados neste caso, discos proto-planetários, dado que se
trata dos possíveis progenitores de sistemas planetários como o Sistema
Solar. A maioria das estrelas T Tauri encontram-se em sistemas
binários.
Estrelas
do tipo S
 São estrelas gigantes vermelhas do tipo espectral S, similares às do tipo
M, excepto que os óxidos dominantes do seu espectro são os formados por
metais do quinto período da tabela períodica (zircónio, ítrio, etc.) em vez
do quarto período (titânio, escândio e vanádio).
 As estrelas do tipo S apresentam bandas intensas de cianogénio e contêm
linhas espectrais de lítio e tecnicio.
 As estrelas S puras, chamadas também estrelas de zircónio, são aquelas
onde as bandas de óxido de zircónio são muito intensas e as de óxido de
titânio estão ausentes ou são apenas perceptíveis.
Estrelas
SC
 São estrelas intermédias entre as estrelas do tipo S e as estrelas de
carbono, mostrando uma relação entre os conteúdos de carbono e
oxigénio próxima da unidade.
 Quase todas as estrelas do tipo S são variáveis de período longo.
R Geminorum
S cassiopeiae

23. Estrelas
variáveis
 Estrelas cuja luminosidade varia numa escala de tempo menor do que
100 anos.
 Enquanto que a maior parte das estrelas têm uma luminosidade
praticamente constante – como o Sol, que não apresenta praticamente
nenhuma variação mensurável (cerca de 0,1 num ciclo de 11% anos) – a
luminosidade
Estrela
Variável
Simbiótica
 Sistema formado por uma estrela variável binária variável, no qual uma
das estrelas tem as camadas posteriores expandidas e ejeta-as
rapidamente, enquanto que a outra é uma estrela quente (geralmente
uma anã branca), que ioniza o gás ejetado.
Estrelas
Wolf-
Rayet
(WR)
 São estrelas evoluídas, muito massivas (mais de 20 massas solares), e que
perdem as suas massas rapidamente por meio de ventos solares muito
fortes, com velocidades superiores a 2.000 km/s. Enquanto o Sol perde 10-
14
da sua massa num ano, uma estrela WR perde 10-5
massas solares por
ano.
 As temperaturas variam entre 25.000 e 50.000 K.
Gamma
Velorum
Fusor  Termo proposto para a UAI por Gibor Barsi, professor de astronomia na
Universidade da Califórnia em Berkeley, para ajudar a tornar mais
clara a nomenclatura dos corpos celestes. Sob esta definição um fusor
poderia ser definido como sendo “um objeto que promove a fusão nuclear
no decorrer do seu tempo de vida”. Esta definição inclui qualquer forma
de fusão nuclear, ou seja, a menor massa possível de um fusor equivale a
13 massas de Júpiter, a partir deste ponto a fusão do deutério torna-se
possível. A massa requerida para isto é significativamente menor do que
a massa necessária para sustentar a fusão do hidrogénio, que é de 60
vezes a massa de Júpiter.
 Não se pode considerar objetos de massa inferior a 75 vezes a massa de

24. Júpiter como de natureza estelar.
Gigante
Azul
 Estrela pesada, com uma massa 18 vezes a massa do Sol, muito quente e
brilhante, do tipo espectral O ou B.
 No Diagrama de Hertzsprung-Russell. As gigantes azuis são encontradas
no canto superior esquerdo graças à sua luminosidade.
 As gigantes azuis são extremamente luminosas, atingindo magnitudes de
-5, -6 ou mesmo menor (as magnitudes estelares seguem uma escala
logaritmica e portanto, quanto mais negativa, maior o valor da
grandeza). As temperaturas da gigante azul são tão altas (20.000 K ou
mais) que uma quantidade considerável da sua energia é emitida através
da radiação ultravioleta.
 Muitas destas estrelas são encontradas em Associação OBs, grandes
grupos de estrelas fracamente ligadas entre si pela gravidade. Como elas
são muito pesadas, espera-se que o seu tempo de vida seja muito menor do
que o de estrelas menores (na ordem das dezenas a centenas de milhões de
anos). As teorias atuais prevêem que este tipo de estrelas acabe a vida
como supernovas,
Mu
Regor
Rigel
Regulus
Saiph
Deneb
Regulus
Gigante
Vermelha
 Estrela gigante luminosa de massa pequena ou intermédia (entre 0,5 e 10
massas solares), numa fase avançada da evolução estelar.
 A atmosfera exterior é inflada e ténue, fazendo com que o raio seja
imenso e a temperatura superficial seja baixa (abaixo dos 5.000 K).
 A aparência das gigantes vermelhas é de cor amarelo-laranja a vermelho,
incluindo os tipos espectrais K e M, mas também as estrelas classe S e a
maioria das estrelas de carbono.
 As estrelas gigantes mais comuns são as chamadas estrelas do ramo das
gisgantes vermelhas (estrelas RGB), cujas camadas ainda se encontram
na fase da fusão de hidrogénio em hélio, enquanto que o núcleo é
formando por hélio em estado inerte. Outro caso de gigantes vermelhas
são as estrelas do ramo gigante assimptótico (AGB), que produzem
carbono a partir do hélio pelo processo triplo-alfa.
 As estrelas de carbono do tipo C-N e C-R avançadas pertencem ao ramo
AGB.
Aldebarã
Arcturus
Gamma Crucis
(GaCrux)
Antares
Betelguese
Arcturus

25. Hipergiga
nte
Amarela
 Estrela muito massiva, com uma atmosfera estendida, que pode ser
classificada como de classe espectral de A tardio até K, com uma massa
de 20-50 massas solares.
 As hipergigantes amarelas têm sido observadas a experimentar erupções
periódicas, resultando num periódico ou contínuo brilho da estrela,
respetivamente.
 As hipergigantes amarelas parecem ser extremamente raras no universo.
 Devido à sua taxa extremamente rápida de consumo de combustível
nuclear, estas estrelas apenas permanecem na sequência principal por
poucos milhõe de anos antes de se destruírem numa supernova massiva
ou hipernova.
Rho
Cassiopeiae
Graphic: Harvard-
Smithsonian Center for Astrophysics, Lobel et al
Hipernova  Tipo teórico de supernova produzido quando as estrelas
excepcionalmente grandes desmorona no fim do ciclo da vida. Numa
hipernova, o núcleo da estrela colapsa diretamente num buraco negro e
dois jatos extremamente energéticos de plasma são emitidos dos pólos que
se encontram numa rotação a uma velocidade próxima à da luz. Estes
jatos emitem raios gama intensos e são uma explicação para algumas
erupções de raios gama.
 Nos anos recentes houve um aumento da compreensão na comunidade
científica, destes eventos.
Objeto de
Thorne-
Zytkow
 Tipo hipotético de estrela caracterizado por uma supergigante ou gigante
vermelha, contendo uma estrela de neutrões no núcleo. Foram
hipotetizados por Kip Thorne e Anna Zytkow em 1977, mas apesar de
haver vários candidatos, ainda nenhuma objeto foi confirmado.
 Este tipo de objeto estelar será formado quando uma estrela de neutrões
colide com uma estrela tipicamente gigante ou supergigante vermelha. Os
objetos de colisão podem ser estrelas que se encontrem a vagar pelo
espaço.
 A formação deste tipo de objeto só é possível em aglomerados globulares
extremamente densos. De maneira alternativa, a estrela de neutrões
poderia formar-se num sistema binário. Como a supernova é
perfeitamente simétrica, a estrela de neutrões ficará com uma velocidade
baixa em relação à sua órbita original. Esta discrepância pode fazer com
que a nova óbita faça interseção com a da sua companheira, ou, se a sua
companheira for uma estrela da sequência principal, a estrela pode ser
absorvida pela companheira durante a sua evolução para o estágio de

26. gigante vermelha.
 Uma vez que a estrela de neutrões entra na gigante vermelha, o arrasto
entre a estrela de neutrões e as camadas externas difusas da gigante
vermelha provoca a decadência da órbita do sistema binário, e a estrela
de neutrões e o núcleo da gigante vermelha começam a circundar uma à
outra numa espiral para o interior.
 Dependendo da separação inicial entre as duas estrelas, esse processo
pode levar centenas de anos. Quando as duas finalmente colidem, a
estrela de neutrões e o núcleo da gigante vermelha fundem-se. Se a massa
combinada das duas estrelas exceder o Limite de Tolman-Oppenheimer-
Volkoff, entrarão em colapso, formando um buraco negro, resultando
numa supernova que dispersa as camadas estelares externas. De outra
forma, as duas estrelas aglutinar-se-ão numa única estrela de neutrões.
 A superfície de uma estrela de neutrões é muito quente, cujas
temperaturas excedem 1099
K: superando a temperatura do núcleo de
todas as estrelas, excepto as mais massivas. Este calor é dominado pela
fusão nuclear no gás em acreção ou pela compressão do gás pela
gravidade da estrela de neutrões. Devido à alta temperatura, os processos
nucleares incomuns podem ocorrer na medida em que o envelope da
gigante vermelha é atraído pela superfície da estrela de neutrões. O
hidrogénio pode fundir-se, produzindo um misto diferente de isótopos
que não ocorreria numa nucleossíntese estelar vulgar, e alguns
astrónomos propuseram que a nucleossíntese rápida do protão, que ocorre
nas supernovas, também ocorre no interior dos objetos de Thorne
Zytkow.
 Um objeto de Thorne-Zytkow pode assemelhar-se a uma supergigante
vermelha ou, se for quente o bastante para repelir as camadas ricas em
hidrogénio, uma estrela Wolf-Rayet rica em hidrogénio (tipo WN8).
Objeto
Estelar
Jovem
(OEJ)
 Refere-se a uma estrela nos primórdios da sua evolução.
 Esta classe consiste em dois grupos de objetos: as protoestrelas e as
estrelas pré-sequência principal. Outro critério de subdivisão é baseado
na massa; objetos estelares massivos, objetos estelares de massa
intermédia e anãs castanhas.
 Os OEJ são, geralmente, classificados utilizando-se critérios baseados na
inclinação das suas DEEs, estabelecido por Lada C.J. em 1987.
Planetar  Termo usado em astronomia para se referir a duas coisas
1) Anãs castanhas – objetos cujo tamanho é intermédio entre o dos

27. planetas e o dasestrelas.
2) Planetas interestelares – planetas menores que as anãs castanhas,
constituídos de massa fria e que não orbitam nenhuma estrela. Este
tipo de objetos vagueia livremente pelo espaço.
 Ambas as definições foram propostas, mas nenhuma ganhou uso comum
nas comunidades astronómicas e de ciência planetária.
Protoestrel
a
 Período após a nuvem de hidrogénio, quando o hélio e a poeira
interestelar começam a contrair-se, e encontra-se na fase antes de a
estrela alcançar a sequência principal.
Pulsar
binário
 Pulsar que possui um companheiro binário. Normalmente o
companheiro é um pulsar, uma anã branca ou uma estrela de neutrões.
São um dos poucos objetos que permitem aos testar a relatividade geral,
no caso de ocorrer um forte campo gravitacional.
 Apesar do companheiro binário ser normalmente difícil de observar, a
taxa de pulsação do pulsar pode ser medida de maneira muito eficaz com
o auxílio de radiotelescópios.
PSR 1913+16
Quase
estrela
(estrela
buraco-
negro)
 Tipo hipotético estrela extremamente massiva que pode ter existido nos
primórdios da história do universo. Diferentemente das estrelas
modernas, que são mantidas pela fusão nuclear nos seus núcleos, a
energia de uma quase-estrela viria de material absorvido por um buraco
negro central.
 Prevê-se que uma quase-estrela se forme quando o núcleo de uma
protoestrela de grandes dimensões entra em colapso, tornando-se um
buraco negro durante a sua formação, e as camadas mais externas são
massivas o suficiente para absorver a implosão de energia sem serem
repelidas para fora (como acontece com as atuais supernovas). Uma
estreladeste tipo teria que possuir no mínimo mil vezes a massa do Sol.
Estrelas com estas dimensões só poderiam ter-se formado no princípio da
história do Universo, antes de o hidrogénio e do hélio serem
contaminados por elementos mais pesados.
 Uma vez que o buraco negro se tenha formado no núcleo da protoestrela,
esta continuaria a gerar uma grande quantidade de energia radiativa a
partir da absorção do material estelar adicional. Esta energia
contrabalançaria a força da gravidade do buraco negro, criando um
equílibrio similar àquele que sustenta as estrelas atuais, que geram

28. energia através da fusão nuclear.
 Pensa-se que este tipo de estrelas teria um tempo de vida de cerca de um
milhão de anos, período após o qual o núcleo do buraco negro já se teria
expandido para dezenas de milhares de massas solares.
 Sugeriu-se que estes buracos negros de massa intermédia sejam a origem
dos atuais buracos negros supermassivos. Prevê-se também que as quase-
estrelas tenham temperaturas superficiais comparáveis às do Sol, mas,
com diâmetros de aproximadamente de dez biliões de quilómetros ou
mais de sete mil vezes o diâmetro do Sol, cada quase-estrela produziria
uma emissão luminosa comparável à de uma pequena galáxia.
Ramo
Gigante
Assimptóti
co (AGB)
 Região do Diagrama de Hertzsprung-Russel, povoado por estrelas de
massa baixa e moderada. Este é um período da evolução estelar que
ocorre em todas as estrelas entre 0,6 a 10 massas solares, no fim da sua
vida.
 Visualmente, uma estrela do ramo gigante assimptótico irá aparecer
como uma gigante vermelha. O interior é caracterizado por um núcleo
central e inerte de carbono e oxigénio, uma camada em volta do núcleo
onde ocorre a fusão do hélio, outra camada, em volta desta, onde ocorre a
fusão do hidrogénio e, um grande invólucro composto de material
similar a estrelas normais, contendo a estrela.
Ramo
horizontal
(RH)
 Estágio da evolução estelar que se segue imediatamente após o ramo das
gigantes vermelhas, em estrelas cujas massas são idênticas à do Sol.
 O flash de hélio no núcleo, que ocorre nas estrelas no ramo das gigantes
vermelhas, provoca uma mudança substancial na estrutura estelar,
resultando numa redução geral da luminosidade, alguma contração no
envelope no envelope estelar, e emerge atingindo temperaturas mais
altas.
 Estrelas do ramo horizontal queimam a partir da fusão do hélio no
núcleo (através do processo triplo-alfa) e pela fusão do hidrogénio, num
manto que envolve o núcleo.
 Os ramos horizontais foram descobertos durante os primeiros estudos
fotográficos dos aglomerados globulares, destacando-se por estarem
ausentes em todos os aglomerados abertos, que haviam sido estudados até
então.
 O ramo horizontal recebe este nome porque em agrupamentos de baixa
metalicidade, como aglomerados globulares, as estrelas do RH
encontram-se dispostas ao longo de uma linha mais ou menos horizontal,

29. no diagrama cor-magnitude.
Sistema
Binário
 Sistema composto por dois corpos celestes, orbitando em volta de um
centro de massa comum, ligados gravitacionalmente entre si e que, à
vista desarmada, ou com uma pequena ampliação, aparentam ser apenas
um.
 O termo é, frequentemente, utilizado para referir-se a estrelas binárias,
mas também é utilizado noutros sistemas, tais como asteróides, planetas e
galáxias.
 Segundo os recenseamentos efectuados entre as estrelas da Via Láctea,
um terço dos sistemas estelares são binários.
 Tão próximos estão entre si que, muitas vezes, é necessário o uso de
técnicas especiais para se ter a certeza se o objeto observado é ou não uma
estrela dupla.
Sub-anã
castanha
 Objeto de massa planetária que não orbita uma estrela, mas ão chega a
ser considerado uma anã castanha, devido ao fato de a sua massa ser
menor do que 13 massas de Júpiter – critério que qualifica uma anã
castanha.
Estrela
sub-
gigante
 Pertencente a uma classe de estrelas que são mais brilhantes que as
estrelas da sequência principal do mesmo tipo espectral, mas não são tão
brilhantes quanto as verdadeiras gigantes. Acredita-se que sejam estrelas
no fim do ciclo de fusão de hidrogénio, nos núcleos.
 As estrelas que tenham, em grosso modo, uma massa solar, isto faz com
que o núcleo se contraia, o que aumenta a temperatura do mesmo, o
suficiente para transformar a fusão do hidrogénio numa concha que
envolve o núcleo. Isto faz com que a estrela entre em expansão, no
processo para se tornar uma verdadeira gigante.
 No início da fase de subgigante, o diâmetro e o brilho aumentam, mas as
mudanças de cor e temperatura não são muito significativas. Subgigantes
que estão em processo de tornarem-se verdadeiras gigantes, têm diâmetros
maiores e temperaturas mais baixas do que as estrelas de massa similar
na sequência principal.
 A luminosidade total muda pouco durante o estágio de subgigante, uma
Procyon A

30. característica proeminente no diagrama de Hertzsprung-Russel de
aglomerados globulares.
Supergiga
ntes Azuis
 Estrelas supergigantes de classe O ou B.
 São extremamente quentes e luminosas, com temperaturas à superfície
entre 20.000 e 50.000 K. Têm, tipicamente, entre 10 a 50 massas solares e
podem atingir um raio 25 vezes superior ao raio do Sol. Este tipo raro de
estrelas está entre as estrelas mais quentes e mais brilhantes do Universo
conhecido.
 Por causa da grande massa, estas estrelas t~em uma expectativa de vida
relativamente baixa e são observadas principalmente em jovens
estruturas cósmicas, tais como aglomerados abertos, nos braços de
galáxias espirais e em galáxias irregulares.
 As supergigantes azuis raramente são observadas nos núcleos das
galáxias espirais, galáxias elípticas ou aglomerados globulares, que
geralmente têm estrelas mais velhas.
Rigel
Zeta Orionis
Alnilam
Saiph
zeta orioni
Estrela
Variável
Gamma
Cassiopeia
e
 Também denominada estrela em concha.
 Estrela cujo espectro exibe características indicativas de um disco
circum-estelar de gás a rodear a estrela ao longo do equador.
 Estas estrelas exibem variações irregulares na luminosidade devido ao
fluxo de matéria.
 As Variáveis Gamma Cassiopeiae têm uma rotação rápida, o que explica,
parcialmente, o seu mecanismo, mas a natureza destas estrelas continua
enigmática.
 Pertencem aos tipos espectrais de O7.5 a F5, mas os espectros são
caracterizados por linhas de absorção extremamente alargadas devido à
rápida rotação e do seu disco, o que também contribui para outras
peculiaridades espectrais.
 As velocidades de rotação costumam ser de 200-250Km/s, não muito longe
do ponto em que a aceleração rotacional provoca o colapso da estrela.
 O espectro e as características gerais das Variáveis Gamma Cassiopeiae
são difíceis de serem interpretadas, considerando que as formações
espectrais justapõem-se com a emissão de uma variável, o que faz com
que a classe da luminosidade e a classe espectral exata, sejam facilmente
interpretadas de maneira errada.
27 Canis
Majoris
Beta Canis
Minoris
Gamma
Cassiopeiae
Phi Persi
Beta Canis Minoris
Gamma Cassiopeiae

31. Variável
Mira
 Pertence a uma classe de estrelas variáveis pulsantes caracterizadas por
uma coloração de vermelho intenso, períodos de pulsação maiores do que
100 dias, e amplitudes de luz maiores do que uma magnitude.
 São classificadas como gigantes vermelha nos estágios tardios da
evolução estelar (o ramo gigante assimptótico), fase em que as camadas
mais externas são expelidas na forma de nebulosas planetárias,
tornando-se anãs brancas em períodos de poucos milhões de anos.
 Acredita-se que as variáveis Mira sejam estrelas cuja massa seja menor
que duas massas solares, mas podem ser milhares de vezes mais
luminosas do que o Sol, devido aos seus envelopes vastos e distentidos.
Uma explicação para a pulsação destas estrelas é a de que os pulsos são
provocados pela expansão e contração da estrela como um todo. Isso
ocasiona uma mudança na temperatura, assim como no raio – dois
fatores que causam variações na luminosidade.
 O período de pulsação é a função da massa e do raio de uma estrela. Os
primeiros modelos das estrelas variáveis Mira pressupunham que a
estrela permanecia esfericamente simétrica durante este processo. Uma
pesquisa recente das estrelas variáveis Mira descobriu que 75% destas
estrelas que poderiam ser descritas utilizando-se o telescópio IOTA, não
são simetricamente esféricas, um resultado que é consistente com as
imagens individuais anteriores das variáveis Mira.
 Apesar de muitas variáveis Mira partilharem similaridades no
comportamento e na estrutura, elas constituem uma classe heterogénea
das variáveis devido às diferenças na idade, na massa, no modo de
pulsação e na composição química. Por exemplo, várias destas estrelas,
como a R Leporis, possuem espectros dominados pelo carbono, sugerindo
que o material do núcleo da estrela foi transportado para a superfície.
Este material, muitas vezes, forma nuvens de poeira ao redor da estrela,
o que também contribui para a diminuição e aumento periódico do
brilho. Algumas, poucas, variáveis Mira são célebres por serem fontes
naturais de maser.
 Uma pequena porção das variáveis Mira, parece apresentar mudanças
nos seus períodos ao longo do tempo – o período aumenta ou diminui
consideravelmente no decorrer de um período que vai de algumas décadas
a alguns séculos. Acredita-se que este fenómeno seja causado por pulsos
termais, onde uma camada de hélio, próxima ao núcleo da estrela, torna-
se, temporariamente, quente e densa o suficiente para provocar a fusão
R Leporis
R Hydrae
R Leporis
R Hydrae

32. nuclear. Este processo modifica a estrutura da estrela, o que se manifesta
como uma mudança no período. Pensa-se que este processo ocorre em
todas as estrelas variáveis Mira, mas o período de duração relativamente
curto dos pulsos termais (poucos milhares de anos), durante a progressão
da estrela no ramo gigante assimptótico (alguns milhões de anos),
implica que a mudança no período só pode ser observada em poucas
estrelas variáveis Mira conhecidas, como na R Hydrae. Todavia, a
maioria das variáveis Mira exibe mudanças cíclicas subtis nos períodos,
provavelmente causadas pelo comportamento não-linear no envelope
estelar, o que inclui os desvios da simetria esférica nessas estrelas.
RR Lyrae  Estrelas variáveis, assim chamadas devido à estrela protótipo do género,
RR Lyrae, e frequentemente utilizadas como vela-padrão.
 Estas estrelas são variáveis pulsantes, situadas no eixo horizontal do
diagrama de hertzsprung-Russel, e têm uma massa de, aproximadamente,
metade da massa solar – note-se que estas estrelas sofrem de uma perda
de massa importante antes de atingirem o estatuto de RR Lyrae, e por
isso são formadas a partir de estrelas que têm uma massa equivalente, ou
mesmo superior, à do sol. Variam de maneira idêntica às cefeidas,
embora com algumas diferenças:
1) AS rr Lyrae são estrelas relativamente velhas, de população II, e por
isso, mais numerosas do que as cefeidas, apesar de menos brilhantes.
A magnitude absoluta média de uma RR Lyrae típica é de,
aproximadamente, +0,75, ou seja, 50 vezes a luminosidade solar.
2) O seu período é menor, em geral menos de um dia.
 As RR Lyrae são classificadas em três tipos principais: RRab, RRc e
RRd. As RRc possuem os menores períodos, e as RRd possuem dois
períodos de pulsação sobrepostos.
 A relação entre o seu período de pulsação e a magnitude obsoluta
transforma-se em excelentes velas-padrão, particularmente no interior
da Via Láctea. São bastante utilizadas no estudo de nebulosas, mas são
muito difíceis de serem observadas noutras galáxias, por causa da sua
fraca luminosidade.
RR Lyrae
Vela
Padrão
 Objeto astronómico que possui uma luminosidade conhecida. Diversos
métodos importantes que permitem determinar as distâncias, em
astronomia extragaláctica e em cosmologia, baseiam-se nas velas padrão