As observações indicam que as estrelas nascem da matéria interestelar, provavelmente quando uma nuvem de gás se torna gravitacionalmente instável, possivelmente pela passagem de uma onda de choque causada pela explosão de uma supernova nas proximidades, ou pela passagem de uma onda de densidade, como aquelas teoricamente responsáveis pelos braços espiras das galáxias, e colapsa. A existência de nuvens moleculares densas, como a nuvem de Órion, onde existem muitas estrelas jovens, dos glóbulos de Bok [Bart Jan Bok (1906-1983)], com sua emissão principalmente em infravermelho, dos envoltórios das estrelas T Tauri, que são estrelas recém formadas, todos colaboram com a idéia da relação entre nuvens de gás e a formação de estrelas.

Novas e Supernovas

Imagem da Nova Cygni 1992 obtida em 1994 com a Faint Object Camera, da ESA, acoplada ao Telescópio Espacial Hubble, da NASA. Nova Cygni 1992, que está a 10.430 anos-luz da Terra, na constelação do Cisne, explodiu em 19 de fevereiro de 1992, e a imagem mostra o anel de matéria ejetada na explosão.

Algumas estrelas aumentam sua luminosidade rapidamente, devido ao início de reações termonucleares descontroladas: as novas e as supernovas. Existem registros históricos de supernovas desde 1300 a.C., mas as mais bem conhecidas são a da Nebulosa do Caranguejo (SN1054), a SN1572, a SN1604 e a SN1987A. Nessa nomenclatura, as iniciais SN indicam supernova, e o número que segue é o ano da descoberta. A SN1054 foi observada pelos chineses; a SN1572 foi observada por Tycho Brahe, na constelação da Cassiopéia, e foi mais brilhante que Vênus, atingindo magnitude aparente -4; a SN1604 foi observada por Johannes Kepler, na constelação da Serpente, atingindo magnitude aparente -3; e finalmente a SN1987A descoberta por Ian Shelton na Grande Nuvem de Magalhães, a primeira visível a olho nu desde 1604, foi observada por um grande número de astrônomos profissionais e amadores. A SN1987A foi também a primeira para a qual os neutrinos emitidos na explosão foram detectados na Terra.

As novas ocorrem em anãs brancas que fazem parte de sistemas binários, em que há transferência de massa da companheira para a anã branca. A maior parte dos sistemas em que novas ocorrem têm período orbital pequeno, algumas vezes até de horas. Nestes sistemas ocorre transferência de massa devido ao preenchimento do lóbulo de Roche da estrela de maior raio, e na maior parte das vezes de menor massa.

Ilustração de um sistema binário transferindo matéria, que forma um disco de acresção em volta da estrela que recebe massa. A matéria não pode cair diretamente na estrela, por conservação de momento angular.

A curva de luz das novas apresenta um rápido aumento de brilho, da ordem de 1 dia, de até 9 magnitudes, e um declínio de 3 ou 4 magnitudes em algumas semanas, seguido de um declínio mais lento, de até 10 anos.

Aproximadamente 50 novas ocorrem por ano em galáxias como a Via Láctea. O primeiro espectro de uma nova foi obtido em 12 de maio de 1868 por William Huggins de T Coronae Borealis.

Imagem da SN1987A obtida com a Wide Field Planetary Camera 2 do Telescópio Espacial Hubble em 1994, mostrando 3 anéis em volta do material ejetado na explosão detectada na Terra em fevereiro de 1987, mas que na verdade ocorreu 169.000 anos atrás, já que esta é a distância em anos luz para a Grande Nuvem de Magalhães, galáxia anã irregular, satélite da Via Láctea. A estrela supergigante azul de aproximadamente 25 M_¤ que explodiu havia sido observada antes da explosão.

Já as supernovas, muito mais raras, têm energia cinética da ordem de 10⁵⁰ a 10⁵¹ ergs, luminosidades de 10⁹ a 10¹⁰ L_¤, aumento de brilho em poucos dias e decréscimo em centenas de dias. O primeiro espectro de uma supernova foi obtido em 1885 pelo alemão Hermann Carl Vogel, de S Andromedae, três dias antes do espectro obtido pelo húngaro Nicholas von Konkoly. As supernovas são classificadas em dois tipos principais, de acordo com a classificação proposta em 1941 por Rudolph Leo Bernhard Minkowski: as supernovas tipo I, que não apresentam hidrogênio no espectro, e as supernovas tipo II, que apresentam linhas de emissão ou absorção de hidrogênio no espectro, alargadas pela alta velocidade de ejeção do gás. O material ejetado das supernovas atinge velocidades de 5.000 a 10.000 km/s, e suas massas são tipicamente de 1 a 10 M_¤ . Em galáxias espirais massivas, ocorre aproximadamente 1 SN Tipo I a cada 100 anos, e 1 SN Tipo II a cada 30 anos. As supernovas tipo II ocorrem por implosão do núcleo em estrelas massivas e são observadas somente nos braços de galáxias espirais e em galáxias irregulares. São um pouco menos luminosas do que as tipo I.

As supernovas tipo I ocorrem tanto em galáxias espirais quanto em elípticas. Recentemente algumas SN Tipo I, e portanto sem linhas de hidrogênio, foram descobertas nas vizinhanças de regiões HII e em braços espirais, e receberam a denominação de tipo Ib, enquanto as tipo I clássicas são chamadas de Tipo Ia. As supernovas de tipo Ia, que são associadas com a queima explosiva do carbono, ocorrem em sistemas binários, quando uma estrela anã branca com massa próxima à massa de Chandrasekhar recebe massa da companheira, que preenche seu lóbulo de Roche por expansão devido à evolução. Sua curva de luz é tão similar de supernova para supernova, que as SN Tipo Ia são utilizadas como indicadores de distâncias das galáxias.

As supernovas tipo Ib são oriundas da queima explosiva de carbono ou colapso do núcleo em estrelas deficientes em hidrogênio, como Wolf-Rayet.

A explosão das supernovas se dá por ignição explosiva do carbono, para estrelas de massa intermediária (cerca de 10 M_¤), ou por colapso gravitacional, para as estrelas massivas.

Anãs Brancas

Embora as anãs brancas conhecidas estejam todas na vizinhança imediata do Sol, dentro de 100 pc, aproximadamente 98% de todas as estrelas que já saíram da seqüência principal são anãs brancas. Como as anãs brancas esfriam vagarosamente, mesmo as mais velhas no disco da nossa galáxia ainda estão visíveis, com luminosidades acima de 3 x 10^-5 L_¤

Como as anãs brancas têm massa abaixo de 1,4 M_¤ e são os núcleos degenerados das estrelas de 1 a 9 massas solares, a maior parte da massa dos progenitores foi perdida antes da fase de anã branca. As nebulosas planetárias são um dos canais de formação das anãs brancas, mas existem outros canais evolutivos: estrelas passando diretamente para anã branca, e também estrelas binárias interagentes.

Estrelas Binárias

É importante diferenciar estrelas binárias reais das estrelas duplas aparentes, ou binárias aparentes, em que duas estrelas estão próximas no céu, mas a distâncias diferentes da Terra e parecem duplas somente por efeito de projeção.

Em 1783, John Goodricke viu a estrela Algol (b Persei), que normalmente é de 2ª magnitude, diminuir para 1/3 do seu brilho, por algumas horas. Trata-se de uma binária eclipsante, com um período de 2d20h49m. Geminiano Montanari já tinha notado alguma variabilidade em 1669.

Em 1804, William Herschel descobriu uma companheira fraca da estrela Castor (a Geminorum) e mediu o período como sendo de 342 anos, usando uma medida feita por James Bradley, terceiro astrônomo real da Inglaterra, em 1759, que já catalogava estrelas duplas. Herschel foi o primeiro a estabelecer que se tratavam de corpos interagindo gravitacionalmente, isto é, de binárias físicas.

O sistema binário Castor, a estrela mais brilhante da constelação de Gêmeos (1,6 mag), que está a 45 anos-luz da Terra e é composto de duas estrelas separadas de 6 segundos de arco e com um período orbital de 350 anos.

Em 1889, Edward Charles Pickering, professor de Harvard e Antonia Caetana de Paiva Pereira Maury, sua assistente, descobriram as binárias espectroscópicas, com a estrela Mizar A (z Ursae) apresentando linhas duplas que variavam com um período de 104 dias. Em 1908 Mizar B foi também detectada como uma binária espectroscópica por Edwin Brant Frost e Hans Ludendorff, com um período de 175,6 dias.

Imagem atual obtida com o interferômetro ótico Navy Prototype Optical Interferometer no Arizona, com seis telescópios, compreendendo 15 minutos de arco, de Mizar A (2,27 mag), Mizar B (3,95 mag), a 15 segundos de arco de distância, e a estrela variável Alcor (4,04 a 4,07 mag).

Tipos de sistemas binários

Binárias Visuais: é um par de estrelas associadas gravitacionalmente que podem ser observadas ao telescópio como duas estrelas. A separação usual é de centenas de unidades astronômicas.
 

Binárias Astrométricas: quando um dos membros do sistema é muito fraco para ser observado, mas é detectado pelas ondulações no movimento da companheira mais brilhante. Exemplo: Sírius era binária astrométrica até 31 de janeiro de 1862, quando Alvan G. Clarck Jr. detectou sua companheira fraca, uma anã branca, pela primeira vez.

Binárias Espectroscópicas: quando a natureza binária da estrela é conhecida pela variação de sua velocidade radial, medida através das linhas espectrais da estrela, que variam em comprimento de onda com o tempo. A separação média é da ordem de 1 UA. Como o período é curto, sua velocidade orbital é grande. Esta também é a forma que planetas em torno de estrela têm sido detectados no últimos anos.

Binárias Eclipsantes: quando a órbita do sistema está de perfil para nós, de forma que as estrelas eclipsam uma á outra.

Classificação das Estrelas

As estrelas são classificadas em função decrescente da temperatura, como segue:

Como a classificação de Harvard só leva em conta a temperatura, em 1943, William Wilson Morgan (1906-1994), Philip C. Keenan (1908-2000) e Edith Kellman, do observatório de Yerkes, introduziram as seis diferentes classes de luminosidade, baseados nas larguras das linhas:

• Ia - supergigantes superluminosas. Exemplo: Rigel
• Ib - supergigantes. Exemplo: Betelgeuse
• II - gigantes luminosas. Exemplo: Antares
• III - gigantes. Exemplo: Aldebarã
• IV - subgigantes. Exemplo: Acrux
• V - anãs (seqüência principal). Exemplo: Sol

A classe de luminosidade é determinada pelas linhas espectrais que dependem fortemente da gravidade superficial, diretamente relacionada à luminosidade. As massas das gigantes e anãs são similares, mas o raio das gigantes é muito maior.

Meio interestelar

Embora a maior parte da massa da nossa galáxia esteja concentrada em estrelas, o meio interestelar não é completamente vazio. Ele contém gás e poeira, na forma de nuvens individuais, e também em um meio difuso. O meio interestelar contém tipicamente um átomo de hidrogênio por centímetro cúbico, e aproximadamente 100 grãos de poeira por quilômetro cúbico. O Meio Interestelar compreende todo o material entre as estrelas. A grande parte do gás é composta de hidrogênio, a poeira é composta principalmente de grafite, silicatos e gelo de água, em grãos de vários tamanhos, mas muito menores (da ordem de 1 micrometro) do que a poeira aqui na Terra. Aproximadamente 10% da massa da Via Láctea, nossa galáxia, está na forma de gás interestelar, e a poeira agrupa menos de 1% da massa em gás. Raios cósmicos, que são partículas altamente energéticas, estão misturados com o gás e a poeira, e existe também um campo magnético galáctico, fraco.

A quantidade de gás do meio interestelar diminui continuamente com o tempo pois novas gerações de estrelas se formam a partir do colapso de nuvens moleculares gigantes.

O colapso e fragmentação destas nuvens dão origem a aglomerados estelares, que são agrupamentos de estrelas todas a aproximadamente a mesma distância e de mesma idade.

Os aglomerados estelares se dividem em aglomerados abertos, que contêm centenas a poucos milhares de estrelas, e aglomerados globulares, como este da foto, e contêm milhares a centenas de milhares de estrelas.

Como a função inicial de formação estelar favorece fortemente a formação de estrelas de baixa massa (para cada estrela de massa entre 20 e 30 massas solares, centenas de estrelas de massa entre 0,5 e 1 massa solar são formadas), e as estrelas de baixa massa perdem muito pouco de sua massa em sua evolução, cada nova geração de estrelas aprisiona o gás do meio interestelar.