Mostrar código-fonte de Estrela

{{Ver desambig}}
[[Imagem:Starsinthesky.jpg|direita|300px|thumb|Uma região de surgimento de estrelas na [[Grande Nuvem de Magalhães]]. Imagem [[NASA]]/[[Agência Espacial Europeia|ESA]] ]]
[[Imagem:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|300px|miniaturadaimagem|direita|Fotografia em [[falsa cor]] do [[Sol]], uma [[Anã amarela|estrela anã amarela]], sendo a mais próxima do planeta Terra.]]
'''Estrela''' (do [[latim]] "''stella''") é um astro (objeto astronômico) de [[plasma]] que possui luz própria,<ref>{{citar livro|url=https://www.worldcat.org/title/dicionario-enciclopedico-ilustrato-formar/oclc/25130051&referer=brief_results|título=Estrêla|editora=Dicionário Enciclopédico Ilustrado [[Formar]]|edicao=11ª ed.|página=1466|oclc=25130051}}</ref> esférico e grande, mantido íntegro pela [[gravidade]] e pressão de radiação, que ao fim de sua vida pode conter uma proporção de [[matéria degenerada]]. Sua formação foi possivelmente iniciada em torno de 180 milhões<ref>[https://www.sciencenews.org/article/universe-first-stars-born-big-bang Here’s when the universe’s first stars may have been born </small>Radio observations put the ‘cosmic dawn’ 180 million years after the Big Bang</small>] por Emily Conover (2018)</ref> a 250 milhões<ref>[https://www.sciencenews.org/article/these-stars-may-have-been-born-only-250-million-years-after-big-bang These stars may have been born only 250 million years after the Big Bang Observations of light from a far galaxy further indicate that stellar formation began early] por Laurel Hamers (2018)</ref> de anos após o [[Big Bang]]. O [[Sol]] é a estrela mais próxima da [[Terra]] e sua maior fonte de energia. Outras são visíveis da Terra durante a noite, quando não são ofuscadas pela luz solar ou bloqueadas por fenômenos atmosféricos. Historicamente, as estrelas mais importantes da [[esfera celeste]] foram agrupadas em [[Constelação|constelações]] e [[Asterismo (astronomia)|asterismos]], com as mais brilhantes ganhando nomes próprios. Extensos [[Catálogo de estrelas|catálogo]]s estelares foram compostos pelos [[astrônomo]]s, o que permite designações padronizadas.

Pelo menos durante parte de sua vida, uma estrela brilha devido à [[fusão nuclear]] do [[Hidrogénio|hidrogênio]] em seu núcleo, liberando energia que atravessa seu interior e [[Radiação|irradia]] para o [[espaço sideral]]. Quase todos os [[Elemento químico|elementos]] da natureza mais pesados que o [[hélio]] foram criados por estrelas, seja pela [[nucleossíntese estelar]] durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de supernova, quando explodem. Os astrônomos podem determinar a [[massa]], idade, [[Metalicidade|composição química]] e muitas outras propriedades de uma estrela observando o seu [[Espectroscopia astronômica|espectro]], [[luminosidade]] e movimento no espaço. Sua massa total é o principal determinante de sua [[Evolução estelar|evolução]] e possível destino. Outras características são delimitadas pela história da sua evolução, inclusive o [[diâmetro]], rotação, movimento e [[temperatura]]. O [[Diagrama de Hertzsprung-Russell]] (Diagrama H-R), um gráfico de distribuição que mostra a relação entre a [[magnitude absoluta]] ou [[luminosidade]] versus o tipo espectral ou [[classificação estelar]] e sua [[temperatura efetiva]], permite determinar sua idade e seu estado evolucionário.

Uma estrela se forma pelo colapso de uma nuvem de material, composta principalmente de hidrogênio e traços de elementos mais pesados. Uma vez que o núcleo estelar seja suficientemente denso, parte do hidrogênio é gradativamente convertido em hélio pelo processo de fusão nuclear.<ref name="sunshine">{{citar web
|último = Bahcall |primeiro = John N.
 |data= 2000-06-29
 | url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html
 |título= How the Sun Shines |publicadopor= Nobel Foundation
 |acessodata= 2006-08-30 }}</ref> O restante do interior da estrela transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de processos [[Radiação|radiantes]] e [[Convecção|convectivos]]. A pressão interna impede que ela colapse devido a sua própria gravidade. Quando o [[combustível]] do núcleo (hidrogênio) se exaure, as estrelas que possuem pelo menos 40% da massa do Sol<ref name="late stages">{{citar web
|último = Richmond |primeiro = Michael
 | url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
 |título= Late stages of evolution for low-mass stars
 |publicadopor= Rochester Institute of Technology
 |acessodata= 2006-08-04 }}</ref> se expandem para se tornarem [[Gigante vermelha|gigantes vermelhas]], em alguns casos fundindo [[Elemento químico|elementos]] mais pesados no núcleo ou em camadas em torno do núcleo. A estrela então evolui para uma forma degenerada, reciclando parte do material para o ambiente interestelar, onde será formada uma nova geração de estrelas com uma maior proporção de elementos pesados.<ref>
{{citar web
 |url= http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html
 |título= Stellar Evolution & Death
 |publicadopor= NASA Observatorium
 |acessodata= 2006-06-08
 |arquivourl= https://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html
 |arquivodata= 2008-02-10
 |urlmorta= yes
 }}
</ref>

[[Estrela binária|Sistemas binários]] e multiestelares consistem em duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente ligadas, movendo-se umas em torno das outras em [[órbita]]s estáveis. Quando duas delas estão em órbitas relativamente próximas, sua interação gravitacional pode causar um impacto significativo na sua evolução.<ref name="iben">{{citar periódico
|último = Iben |primeiro = Icko, Jr.
 |título=Single and binary star evolution
 |periódico=Astrophysical Journal Supplement Series
 |ano=1991 | volume=76 |páginas=55–114
 | bibcode=1991ApJS...76...55I
 | doi=10.1086/191565  |issn = 0067-0049 }}</ref> As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamento gravitacional muito maior, como um [[Aglomerado estelar|aglomerado]] ou uma [[galáxia]].

==História da observação==

[[Imagem:Dibuix de Leo.png|thumb|220px|right| As pessoas viram padrões nas estrelas desde a antiguidade.<ref name="forbes" /> Esta representação de 1690 da constelação de [[Leo|Leão]] foi feita por [[Johannes Hevelius]].<ref>{{citar livro
|primeiro =Johannis |último =Hevelius |ano=1690
 |título=Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia
 |local=Gdansk }}</ref>]]

Historicamente, as estrelas foram importantes para as [[Civilização|civilizações]] em todo o mundo, como parte de práticas [[Religião|religiosas]], auxílio da [[Navegação astronômica|navegação]] e orientação astronômica. Muitos astrônomos antigos pensavam que elas estavam permanentemente fixadas a uma esfera celestial e eram imutáveis. Por convenção, os astrônomos agruparam estrelas em [[Constelação|constelações]] e as usaram para acompanhar os movimentos dos [[planeta]]s e a posição inferida do Sol.<ref name="forbes">{{citar livro
|autor =Forbes, George |título=History of Astronomy
 |publicadopor=Watts & Co. |local=London |ano=1909
 |formato=Free e-book from [[Project Gutenberg]]
 | url=http://www.gutenberg.org/etext/8172
 | isbn=1153627744 }}</ref> O movimento solar em relação ao fundo de estrelas (e ao horizonte) foi usado para criar calendários que podiam ser usados para regular as práticas agrícolas.<ref>{{citar web
|último = Tøndering |primeiro = Claus
 | url = http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html
 |título= Other ancient calendars |publicadopor= WebExhibits
 |acessodata= 2006-12-10 }}</ref> O [[calendário gregoriano]], atualmente usado em quase todo o mundo, é um calendário solar e baseado no ângulo do eixo de rotação da Terra em relação a sua estrela, o Sol.<ref name="Topografia">{{citar web|url=http://www.ufrgs.br/museudetopografia/Artigos/Calend%C3%A1rios_gregoriano_6.pdf|título=Calendário Gregoriano|autor=
Manuel Nunes Marque|publicado=Museu de Topografia Prof. laureani Ibrahim Chaffe, Departamento de Geodésia – UFRGS|acessodata=10 de fevereiro de 2012}}</ref>

As tentativas de explicar o que poderia ser uma estrela, datam de antes de Cristo, através dos filósofos antigos.<ref name=":1">{{citar periódico |url=http://www.inpe.br/ciaa2018/arquivos/pdfs/apostila_completa_2018.pdf |titulo=Introdução à astronomia e astrofísica |jornal=Divisão de Astrofísica |publicado=Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais |ano=2018 |local=São José dos Campos |volume=INPE-7177-PUD/38}}</ref> O mais antigo mapa estelar datado com precisão apareceu na astronomia egípcia em {{AC|1534|x}}.<ref>{{citar periódico
|último =von Spaeth |primeiro =Ove
 |título=Dating the Oldest Egyptian Star Map
 |periódico=Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology
 |ano=2000 | volume=42 |número=3 |páginas=159–179
 | url=http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp
 |acessodata=2007-10-21 }}</ref> Os primeiros catálogos de estrelas conhecidos foram compilados pelos antigos [[Astronomia babilônica|astrônomos babilônicos]] da [[Mesopotâmia]], no final do {{AC|II milênio|x}}, durante o período dos [[Cassitas]] (em torno de 1531 a {{AC|1155|x}}).<ref name="north 1995 30 31">{{citar livro
|último =North |primeiro =John |ano=1995
 |título=The Norton History of Astronomy and Cosmology
 |local=New York and London |páginas=30–31
 |publicadopor=W.W. Norton & Company | isbn=0393036561 }}</ref>

O primeiro catálogo de estrelas na astronomia grega foi criado por [[Aristilo]] aproximadamente em {{AC|300|x}}, com o auxílio de Timocares.<ref>{{citar livro
|último =Murdin |primeiro =P. |ano=2000 | month=November
 |capítulo=Aristillus (c. 200 BC)
 | doi=10.1888/0333750888/3440
 |título=Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics |capítulourl=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000eaa..bookE3440
 |acessodata=2009-06-02
 | isbn=0333750888 }}</ref> O catálogo de [[Hiparco]] ({{-séc|II}}) incluía 1 020 estrelas e foi usado para montar o catálogo de [[Ptolemeu|Ptolomeu]].<ref>{{citar livro
|primeiro =Gerd |último =Grasshoff |ano=1990
 |título=The history of Ptolemy's star catalogue
 |publicadopor=Springer |páginas=1–5 | isbn=0387971815 }}</ref> Hiparco é conhecido pela primeira descoberta registrada de uma ''[[nova]]''.<ref>{{citar web
|primeiro =Antonios D. |último =Pinotsis
 |título=Astronomy in Ancient Rhodes
 |publicadopor=Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens | url=http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html
 |acessodata=2009-06-02 }}</ref>

Apesar da aparente imutabilidade dos céus, os [[Astronomia chinesa|astrônomos chineses]] estavam cientes de que novas estrelas podiam aparecer.<ref name="clark">{{citar conferência
|autor =Clark, D. H.; Stephenson, F. R.
 |título=The Historical Supernovae
 |títulolivro=Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute
 |páginas=355–370
 |publicadopor=Dordrecht, D. Reidel Publishing Co
 |data=29 de junho de 1981 |local=Cambridge, England
 | bibcode=1982sscr.conf..355C
}}</ref> Em 185, foram os primeiros a observar e escrever sobre uma [[supernova]], atualmente conhecida como SN 185.<ref>{{citar periódico
|autor =Zhao, Fu-Yuan; Strom, R. G.; Jiang, Shi-Yang
 |título=The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova
 |periódico=Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics
 |ano=2006 | volume=6 |número=5 |páginas=635–640 | doi=10.1088/1009-9271/6/5/17 }}</ref> O mais brilhante evento estelar registrado na história foi a supernova SN 1006, que foi observada em 1006 e registrada pelo astrônomo egípcio Ali ibn Ridwan e diversos astrônomos chineses.<ref>{{citar web
|data=5 de março de 2003
 | url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html
 |título=Astronomers Peg Brightness of History’s Brightest Star
 |publicadopor=NAOA News |acessodata=2006-06-08 }}</ref> A supernova [[SN 1054]], que deu origem à [[nebulosa do Caranguejo]], foi também observada por astrônomos chineses e islâmicos.<ref name="SN1054">{{citar web
|autor =Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine
 |data=30 de agosto de 2006 |obra=SEDS
 |publicadopor=University of Arizona
 |título=Supernova 1054 - Creation of the Crab Nebula
 | url=http://www.seds.org/messier/more/m001_sn.html
}}</ref><ref name="PASP1942">{{citar periódico
|último =Duyvendak |primeiro =J. J. L.
 |título=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles
 |periódico=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume=54 |número=318 |páginas=91–94
 | month=April |ano=1942 | bibcode=1942PASP...54...91D
 | doi=10.1086/125409 }}<br />
{{citar periódico
|último =Mayall |primeiro =N. U. |último2 =Oort |primeiro2 =Jan Hendrik
 |título=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects
 |periódico=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume=54 |número=318 |páginas=95–104 | month=April
 |ano=1942 | bibcode=1942PASP...54...95M
 | doi=10.1086/125410 }}</ref><ref>{{citar periódico
|último =Brecher |primeiro =K. |coautor=''et al.'' |ano=1983
 |título=Ancient records and the Crab Nebula supernova
 |periódico=The Observatory | volume=103 |páginas=106–113
 | bibcode=1983Obs...103..106B }}</ref>

[[Astronomia islâmica|Astrônomos islâmicos medievais]] atribuíram nomes árabes a muitas estrelas, utilizados até hoje, e inventaram numerosos instrumentos astronômicos que podiam calcular as posições das estrelas. Eles construíram os primeiros [[observatório]]s de pesquisas, principalmente para produzir os catálogos de estrelas ''Zij''.<ref>{{citar periódico
|último =Kennedy |primeiro =Edward S. |ano=1962
 |título=Review: ''The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory'' by Aydin Sayili
 |periódico=Isis|volume=53
 |número=2 |páginas=237–239 |doi=10.1086/349558 }}</ref> Entre esses, o ''Livro de Estrelas Fixas'' (964) foi escrito pelo astrônomo [[Persas|persa]] Abderramão [[Azofi]], que descobriu um grande número de estrelas, [[Aglomerado estelar|aglomerados estelares]] (inclusive o [[Omicron Velorum]] e os aglomerados de Brocchi) e [[galáxia]]s (inclusive a [[galáxia de Andrômeda]]).<ref name=Jones>{{citar livro
|título=Messier's nebulae and star clusters
 |primeiro =Kenneth Glyn |último =Jones
 |publicadopor=[[Cambridge University Press]]
 |ano=1991 | isbn=0521370795 |página=1 }}</ref> No {{séc|XI}}, o sábio persa [[Albiruni]] descreveu a [[Via Láctea]] como uma multidão de fragmentos com propriedades de estrelas nebulosas, e também forneceu as [[latitude]]s de várias estrelas durante um [[eclipse lunar]] em 1019.<ref>
{{citar web
 |último=Zahoor
 |primeiro=A.
 |ano=1997
 |url=http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html
 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20080626074150/http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html
 |arquivodata=2008-06-26
 |título=Al-Biruni
 |publicadopor=Hasanuddin University
 |acessodata=2007-10-21
 |urlmorta=yes
 }}
</ref>

O astrônomo [[Al-Andalus|andaluz]] [[Avempace]] propôs que a Via Láctea era constituída de muitas estrelas que quase se tocavam e parecia uma imagem contínua, devido ao efeito da [[refração]] da luz, citando como evidência sua observação da [[Conjunção (astronomia e astrologia)|conjunção]] de Júpiter e Marte em 500 [[Calendário islâmico|AH]] (1106/7).<ref name=Montada>{{citar web
|primeiro =Josep Puig |último =Montada
 |título=Ibn Bajja |publicadopor=[[Stanford Encyclopedia of Philosophy]]
 | url= http://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja
 |data=28 de setembro de 2007 |acessodata=2008-07-11 }}</ref>

Os primeiros astrônomos europeus, como [[Tycho Brahe]], identificaram novas estrelas no céu (mais tarde chamadas ''novas''), sugerindo que os céus não eram imutáveis. Em 1584, [[Giordano Bruno]] sugeriu que as estrelas eram na verdade como o Sol, que poderiam ter outros planetas orbitando-as, possivelmente como a Terra,<ref name="he history">{{citar web
|último =Drake |primeiro =Stephen A. |data=17 de agosto de 2006
 | url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html
 |título=A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy
 |publicadopor=NASA HEASARC |acessodata=2006-08-24
}}</ref> uma ideia que havia sido sugerida anteriormente pelos antigos [[Filosofia da Grécia Antiga|filósofos gregos]] [[Demócrito de Abdera|Demócrito]] e [[Epicuro]]<ref>
{{citar web |data=24 de julho de 2006 |url=http://www.eso.org/outreach/eduoff/edu-prog/catchastar/CAS2004/casreports-2004/rep-226/ |título=Exoplanets |publicadopor=ESO |acessodata=2006-10-11 }}{{Ligação inativa|1={{subst:DATA}} }}
</ref> e por cosmólogos islâmicos<ref>{{citar periódico
|título=The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization
 |primeiro =I. A. |último =Ahmad |periódico=Vistas in Astronomy
 | volume=39 |número=4 |ano=1995 |publicadopor=ScienceDirect
 |páginas=395–403 [402]
 | doi=10.1016/0083-6656(95)00033-X }}</ref> como [[Facradim Arrazi]].<ref name=Setia>{{citar periódico
|título=Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey
 |primeiro =Adi |último =Setia |periódico=Islam & Science
 | volume=2 |ano=2004 | url= http://findarticles.com/p/articles/mi_m0QYQ/is_2_2/ai_n9532826/
 |acessodata=2010-03-02}}</ref> No século seguinte, a ideia das estrelas como sóis distantes estava chegando ao consenso entre os astrônomos. Para explicar por que elas não exerciam nenhum impacto gravitacional no sistema solar, [[Isaac Newton]] sugeriu que estavam igualmente distribuídas em todas as direções, uma ideia apresentada pelo teólogo Richard Bentley.<ref>{{citar periódico
 |último =Hoskin |primeiro =Michael |data=1998
 | url=http://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html
 |título=The Value of Archives in Writing the History of Astronomy
 |periódico=Library and Information Services in Astronomy III | volume=153 |páginas=207 |acessodata=2006-08-24| bibcode=1998ASPC..153..207H }}</ref>

O astrônomo italiano [[Geminiano Montanari]] informou ter observado variações na luminosidade da estrela [[Beta Persei|Algol]] em 1667. [[Edmond Halley]] publicou as primeiras medições do [[Estrela de movimento próprio|movimento próprio]] de um par de estrelas "fixas" próximas, demonstrando que elas haviam trocado de posições desde a época dos antigos astrônomos gregos [[Ptolemeu|Ptolomeu]] e [[Hiparco]]. A primeira medição direta da distância de uma estrela ([[61 Cygni]], a 11,4 [[Ano-luz|anos-luz]]) foi feita em 1838 por [[Friedrich Wilhelm Bessel]], usando a técnica de [[paralaxe]]. As medições por paralaxe demonstraram a enorme separação entre as estrelas no espaço.<ref name="Setia"/>
[[William Herschel]] foi o primeiro astrônomo a tentar determinar a distribuição das estrelas no céu. Durante a década de 1870, ele realizou uma série de medições em 600 direções e contou as estrelas observadas em cada linha de visão. A partir daí ele deduziu que o número de estrelas aumentava de forma constante em direção a um dos lados do céu, onde estava o núcleo da Via Láctea. Seu filho [[John Herschel]] repetiu este estudo no hemisfério sul e encontrou um crescimento similar na mesma direção.<ref>{{citar periódico
|último =Proctor |primeiro =Richard A.
 |título=Are any of the nebulæ star-systems? |periódico=Nature
 |ano=1870 |páginas=331–333
 | url=http://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M
 |número=13
 | doi=10.1038/001331a0 | volume=1 }}</ref>

A ciência da [[Espectroscopia astronômica|espectroscopia estelar]] teve como pioneiros [[Joseph von Fraunhofer]] e [[Angelo Secchi]]. Ao comparar os espectros de estrelas como [[Sirius]] com o do Sol, eles descobriram diferenças na força e no número das suas [[Raia espectral|linhas de absorção]] - as linhas escuras em um espectro estelar devido à absorção de frequências específicas pela atmosfera. Em 1865, Secchi começou a classificar as estrelas em [[Classificação estelar|tipos espectrais]].<ref>{{citar web
|último =MacDonnell |primeiro =Joseph
 | url=http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm
 |título=Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics
 |publicadopor=Fairfield University
 |acessodata=2006-10-02}}</ref> Entretanto, a versão moderna do esquema de classificação estelar foi desenvolvida por [[Annie Jump Cannon]] durante a década de 1900.<ref name=":0">{{citar web|url=https://www.britannica.com/biography/Annie-Jump-Cannon|título=Annie Jump Cannon {{!}} American astronomer|website=Encyclopædia Britannica|acessodata=2016-09-10}}</ref>

A observação de estrelas duplas ganhou importância crescente durante o {{séc|XIX}}. Em 1834, Friedrich Bessel observou mudanças no movimento próprio de Sirius e inferiu a existência de uma companheira escondida. [[Edward Charles Pickering]] descobriu a primeira [[Estrela binária|binária espectroscópica]] em 1899, quando ele observou a separação periódica das linhas espectrais de [[Mizar]], num período de 104 dias. Observações detalhadas de muitos sistemas binários foram realizadas por astrônomos como [[Friedrich Georg Wilhelm Struve]] e S. W. Burnham, permitindo a determinação das massas das estrelas por meio do cálculo dos [[elementos orbitais]]. A primeira solução para o problema da determinação da órbita de estrelas binárias a partir de observações telescópicas foi feita por Felix Savary em 1827.<ref>{{citar livro
|primeiro =Robert G. |último =Aitken |título=The Binary Stars |página=66
 |publicadopor=Dover Publications Inc. |local=New York
 |ano=1964
 | isbn=0486611027 }}</ref>

O {{séc|XX}} viu avanços cada vez mais rápidos no estudo científico das estrelas. A fotografia se tornou uma importante ferramenta astronômica. [[Karl Schwarzschild]] descobriu que a cor de uma estrela, e portanto a sua temperatura, poderia ser determinada comparando-se a [[magnitude aparente|magnitude visual]] contra a magnitude fotográfica. O desenvolvimento do [[fotômetro]] [[Efeito fotoelétrico|fotoelétrico]] permitiu medições muito precisas da magnitude em intervalos múltiplos de comprimento de onda. Em 1921, [[Albert Abraham Michelson]] fez as primeiras medições de um diâmetro estelar usando um [[Interferometria|interferômetro]] no [[Observatório Monte Wilson|telescópio Hooker]].<ref>{{citar periódico
|autor =Michelson, A. A.; Pease, F. G.
 |título=Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer
 |periódico=Astrophysical Journal |ano=1921 | volume=53
 |páginas=249–259
 | bibcode=1921ApJ....53..249M | doi = 10.1086/142603
}}</ref>

Importante trabalho conceitual na base física das estrelas ocorreu durante as primeiras décadas do {{séc|XX}}. Em 1913, foi desenvolvido o [[Diagrama de Hertzsprung-Russell]], impulsionando o estudo astrofísico. Modelos bem-sucedidos foram desenvolvidos para explicar o interior das estrelas e a evolução estelar. Seus espectros também foram explicados com sucesso por meio dos avanços da [[Mecânica quântica|física quântica]], o que permitiu a determinação da composição química da atmosfera estelar.<ref name="new cosmos">{{citar livro
|autor =Unsöld, Albrecht |título=The New Cosmos
 |publicadopor=Springer |local=New York
 |ano=2001 |edição=5th |páginas=180–185, 215–216
 | isbn=3540678778 }}</ref>

Com exceção das [[supernova]]s, estrelas individuais foram inicialmente observadas no nosso [[Grupo Local]] de [[galáxia]]s,<ref>e. g. {{citar periódico
|autor =Battinelli, Paolo; Demers, Serge; Letarte, Bruno
 |título=Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31
 |periódico=The Astronomical Journal
 |ano=2003 | volume=125 |número=3 |páginas=1298–1308
 | bibcode=2003AJ....125.1298B | doi = 10.1086/346274
}}</ref> especialmente na parte visível da [[Via Láctea]] (como demonstrado pelos catálogos detalhados disponíveis para a nossa galáxia).<ref>{{citar jornal
|título=Millennium Star Atlas marks the completion of ESA's Hipparcos Mission
 |publicadopor=ESA |data=1997-12-08
 | url=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS&page=esa_msa
 |acessodata=2007-08-05 }}</ref> Entretanto, algumas estrelas foram observadas na galáxia M100 do [[Aglomerado de Virgem]], a cerca de 100 milhões de anos-luz da Terra.<ref>{{citar web
|autor =Villard, Ray; [[Wendy Freedman|Freedman, Wendy L.]]
 |data=1994-10-26
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/1994/49/text/
 |título=Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet
 |publicadopor=Hubble Site
 |acessodata= 2007-08-05 }}</ref> No [[Superaglomerado local]] é possível ver aglomerados e os atuais telescópios puderam no início observar fracas estrelas individuais no [[Grupo Local|Aglomerado Local]] - as estrelas mais distantes identificadas estão a até cem milhões de anos-luz de distância<ref>{{citar jornal
|título=Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe
 |publicadopor=Hubble Site |data=1999-05-25
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1999/19/text/
 |acessodata=2007-08-02 }}</ref> (ver [[Cefeida]]s). Entretanto, fora do Superaglomerado Local de galáxias, nem estrelas individuais nem aglomerados foram observados. A única exceção é uma fraca imagem de um grande aglomerado contendo centenas de milhares de estrelas, localizado a um bilhão de anos-luz de distância - dez vezes mais que a distância do mais distante aglomerado anteriormente observado.<ref>{{citar jornal
|título=UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away.
 |publicadopor=UBC Public Affairs |data=2007-01-08
 | url=http://www.publicaffairs.ubc.ca/media/releases/2007/mr-07-001.html
 |acessodata=2007-08-02 }}</ref>

==Designações==

{{Principal|Designação estelar}}

Sabe-se que o conceito de constelação existia durante o período [[Babilônia|babilônico]]. Os antigos observadores do céu imaginavam que os arranjos de estrelas formavam padrões, que eles associavam com aspectos particulares da natureza ou de seus mitos. Doze dessas formações se posicionam ao longo da linha da [[eclíptica]] e essas se tornaram a base da [[astrologia]].<ref name=koch95>{{citar livro|autor =Koch-Westenholz, Ulla; Koch, Ulla Susanne |ano=1995 |título=Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination |página=163 | volume=19 | series=Carsten Niebuhr Institute Publications |publicadopor=Museum Tusculanum Press | isbn=8772892870 }}</ref>

Assim como algumas constelações e mesmo o Sol, as estrelas como um todo têm seus próprios [[Mitologia|mitos]].<ref name="mythology">{{citar web
|último = Coleman |primeiro = Leslie S
 | url = http://www.frostydrew.org/observatory/courses/myths/booklet.htm
 |título= Myths, Legends and Lore
 |publicadopor= Frosty Drew Observatory
 |acessodata= 2006-08-13 }}</ref> Para os [[Religião na Grécia Antiga|gregos antigos]], algumas "estrelas", conhecidas como [[planeta]]s (do grego πλανήτης (planētēs), que significa "errante"), representavam várias divindades importantes, a partir das quais os nomes dos planetas [[Mercúrio (planeta)|Mercúrio]], [[Vénus (planeta)|Vênus]], [[Marte (planeta)|Marte]], [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] e [[Saturno (planeta)|Saturno]] foram tirados.<ref name="mythology" /> [[Urano (planeta)|Urano]] e [[Neptuno (planeta)|Netuno]] eram também deuses [[Mitologia grega|gregos]] e [[Mitologia romana|romanos]], mas nenhum dos dois planetas era conhecido na antiguidade, por causa do seu baixo brilho, com o que os seus nomes foram atribuídos por astrônomos modernos.<ref name="mythology" />

Por volta de 1600, os nomes das constelações eram usados para nomear as estrelas nas regiões correspondentes do céu. O astrônomo alemão [[Johann Bayer]] criou uma série de mapas de estrelas e aplicou letras gregas como [[Designação de Bayer|designações]] das estrelas em cada constelação. Mais tarde, um sistema de numeração baseado na [[ascensão reta]] da estrela foi inventada e adicionada ao catálogo de estrelas de [[John Flamsteed]] em seu livro "Historia coelestis Britannica" (edição de 1712), a partir do que este sistema de numeração passou a ser chamado ''[[designação de Flamsteed]]'' ou ''numeração Flamsteed''.<ref>{{citar web
| url = http://www.iau.org/public_press/themes/naming/ |título= Naming Astronomical Objects
 |publicadopor= [[International Astronomical Union]] (IAU)
 |acessodata= 2009-01-30 }}</ref><ref>
{{citar web
 |url= http://seds.org/~spider/spider/Misc/naming.html
 |título= Naming Stars
 |publicadopor= [[Students for the Exploration and Development of Space]] (SEDS)
 |acessodata= 2009-01-30
 |arquivourl= https://web.archive.org/web/20021014150732/http://seds.org/~spider/spider/Misc/naming.html
 |arquivodata= 2002-10-14
 |urlmorta= yes
 }}
</ref>

Pelas leis do espaço, a única autoridade internacionalmente reconhecida para nomear corpos celestes é a [[União Astronômica Internacional]] (UAI).<ref name=space_law09>{{citar livro|autor =Lyall, Francis; Larsen, Paul B. |título=Space Law: A Treatise |página=176 |publicadopor=Ashgate Publishing, Ltd |ano=2009 | isbn=0754643905 |capítulo=Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies }}</ref> Algumas empresas privadas vendem nomes de estrelas, as quais a [[Biblioteca Britânica]] chama de [[Negócio|empresas comerciais]] [[Regulação econômica|não reguladas]].<ref name=astrometry05>{{citar web |título=Star naming |ano=2005 |publicadopor=Scientia Astrophysical Organization. |url=http://www.astrometry.org/starnaming.php |acessodata=2010-06-29 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20100617054639/http://www.astrometry.org/starnaming.php |arquivodata=2010-06-17 |urlmorta=yes }}</ref><ref name=bl_disclaimer>{{citar web |título=Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises |obra=British Library |publicadopor=The British Library Board |url=http://www.bl.uk/names.html |acessodata=2010-06-29 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20100119033625/http://www.bl.uk/names.html |arquivodata=2010-01-19 |urlmorta=yes }}</ref> Entretanto, a UAI se dissociou desta prática comercial e esses nomes não são reconhecidos e nem usados por ela.<ref name=andersen10>{{citar web|primeiro =Johannes |último =Andersen |título=Buying Stars and Star Names |publicadopor=International Astronomical Union | url=http://www.iau.org/public/buying_star_names/ |acessodata=2010-06-24 }}</ref>

==Unidades de medida==

A maioria dos parâmetros estelares é expressa em unidades do [[Sistema Internacional de Unidades]] (SI), mas o [[Sistema CGS de unidades]] também é usado (por exemplo, expressando-se a luminosidade em erg/s). Massa, luminosidade e raio são usualmente dados em unidades solares, baseadas nas características do Sol:
:{|
|[[massa solar]]:
|<math>\begin{smallmatrix}M_\odot = 1,9891 \times 10^{30}\end{smallmatrix}</math>&nbsp;[[Quilograma|kg]]<ref name="constants">{{citar periódico|autor = Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A. I. |título=Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars |periódico=The Astrophysical Journal |ano=2003 | volume=583 |número=2 |páginas=1024–1039 | bibcode=2003ApJ...583.1024S | doi=10.1086/345408 }}</ref>
|-
| luminosidade solar:
|<math>\begin{smallmatrix}L_\odot = 3,827 \times 10^{26}\end{smallmatrix}</math>&nbsp;[[watt|W]]<ref name="constants" />
|-
|[[raio solar]]:
|<math>\begin{smallmatrix}R_\odot = 6,960 \times 10^{8}\end{smallmatrix}</math> [[Metro|m]]<ref>{{citar periódico
|autor = Tripathy, S. C.; Antia, H. M.
 |título=Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius
 |periódico=Solar Physics |ano=1999
 | volume=186 |número=1/2 |páginas=1–11
 | bibcode=1999SoPh..186....1T | doi = 10.1023/A:1005116830445
}}</ref>
|}
Grandes comprimentos, como o raio de uma estrela gigante ou o [[semieixo maior]] de um sistema de estrelas binárias, são frequentemente expressos em termos da [[unidade astronômica]] (UA) - aproximadamente a distância média entre a Terra e o Sol (150 milhões de km).<ref name="Prsa16">{{citar periódico
 |último1 =Prsa |primeiro1 =A. |último2 =Harmanec |primeiro2 =P. |último3 =Torres |primeiro3 =G. |último4 =Mamajek |primeiro4 =E. | display-authors=etal|título=Nominal values for selected solar and planetary quantities: IAU 2015 Resolution B3|periódico=Astronomical Journal |data=2016 | volume=152
 |número=2 |páginas=41 | bibcode=2016AJ....152...41P
 | doi=10.3847/0004-6256/152/2/41 |arxiv=1605.09788}}</ref>

==Formação e evolução==
[[Imagem:star life cycles red dwarf en.svg|thumb|300px|Evolução estelar de estrelas de baixa massa (ciclo esquerdo) e alta massa (ciclo direito), com exemplos em cursiva (texto em inglês)]]
[[Imagem:Star formation region NGC 3324.jpg|miniatura|Região de formação estelar em [[NGC 3324]], onde grandes estrelas massivas fazem os gases ao seu redor brilhar.]]
As estrelas são formadas no interior de regiões extensas de maior densidade no [[meio interestelar]], embora esta densidade seja ainda menor do que no interior de uma câmara de vácuo terrestre. Essas regiões são chamadas ''[[Nuvem molecular|nuvens moleculares]]'' e consistem em sua maior parte de hidrogênio, com cerca de 23-28% de hélio e quantidades pequenas de elementos mais pesados. Um exemplo de tais regiões formadoras de estrelas é a [[nebulosa de Órion]].<ref>
{{citar periódico
|último =Woodward |primeiro =P. R.
 |título=Theoretical models of star formation
 |periódico=Annual review of astronomy and astrophysics
 |ano=1978 | volume=16
 |número=1 |páginas=555–584 | doi = 10.1146/annurev.aa.16.090178.003011
 | bibcode=1978ARA&A..16..555W
}}</ref> À medida em que grandes estrelas são formadas a partir das nuvens moleculares, elas iluminam poderosamente essas nuvens e também [[Íon|ionizam]] o hidrogênio, criando uma [[região HII]].<ref>{{citar livro|nome=Derek Ward|sobrenome=Thompson|coautor=Anthony P. Whitworth|título=An introduction to star formation|língua=Inglês|página=146,147|editora=Cambridge University Press|ano=2011|isbn=978-0-521-63030-6|ref=harv}}</ref>

===Formação da protoestrela===
[[Imagem:Witness the Birth of a Star.jpg|thumb|Concepção artística do nascimento de uma estrela no interior de uma densa nuvem molecular.
 ''Imagem NASA'']]
{{Principal|Formação estelar}}
A formação de uma estrela começa com uma instabilidade gravitacional dentro da nuvem molecular, cujo gatilho são frequentemente ondas de choque provenientes de [[supernova]]s (grandes explosões estelares) ou da colisão de duas [[galáxia]]s (como uma [[Galáxia starbust|galáxia starburst]]). Quando uma região atinge uma densidade de matéria suficiente para satisfazer os critérios para a [[Instabilidade de Jeans]], ela começa a colapsar sob a sua própria força gravitacional.<ref>{{citar livro
|primeiro =Michael David |último =Smith |ano=2004
 |título=The Origin of Stars |publicadopor=Imperial College Press
 | isbn=1860945015 |páginas=57–68 }}</ref>

Quando a nuvem colapsa, conglomerados individuais de poeira densa e gás formam os chamados [[Glóbulo de Bok|glóbulos de Bok]]. À medida que os glóbulos colapsam e a densidade aumenta, a [[energia potencial gravitacional]] é convertida em calor e a temperatura aumenta. Quando a nuvem protoestelar atinge aproximadamente a condição estável de [[equilíbrio hidrostático]], uma [[protoestrela]] se forma no núcleo.<ref>
{{citar web
 |último = Seligman
 |primeiro = Courtney
 |url = http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
 |arquivourl = https://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
 |arquivodata = 2008-06-23
 |título = Slow Contraction of Protostellar Cloud
 |obra = Self-published
 |acessodata = 2006-09-05
 |urlmorta = yes
}}
</ref> Essas estrelas da [[Estrela pré-sequência principal|pré-sequência principal]] (estágio em que a estrela ainda não atingiu a [[sequência principal]]) são frequentemente cercadas por um [[disco protoplanetário]]. A protoestrela continua a se contrair e sua temperatura interna aumentar, até que os gases em seu interior se tornam ionizados, uma mistura de núcleos atômicos positivos e elétrons. Quando a temperatura aumenta o suficiente em seu centro, inicia-se a fusão nuclear, que gera energia, contrapondo-se à contração gravitacional, tornando-se uma estrela da sequência principal. O tempo necessário desde o início do colapso da nuvem gravitacional até a entrada na sequência principal depende da massa da estrela. Estima-se que o Sol levou trinta milhões de anos, enquanto estrelas com quinze massas solares levam somente {{fmtn|160000}} anos, mais rápida devido a sua maior força gravitacional.<ref>{{citar livro|nome=Michael|sobrenome=Seeds|coautor=Dana Backman|título=Horizons|subtítulo=Exploring the Universe|língua=Inglês|ano=2010|edição=11|editora=Cengage Learning|isbn=978-0-495-55973-3|url=https://books.google.com.br/books?id=cMfWYFSITOgC|ref=harv}}</ref>

Estrelas novas com menos de duas massas solares são chamadas [[Estrela T Tauri|estrelas T Tauri]], enquanto as com massas maiores são [[Estrela Herbig Ae/Be|estrelas Herbig Ae/Be]]. Essas recém-nascidas emitem jatos de gás ao longo dos seus eixos de rotação, o que pode reduzir o [[momento angular]] da estrela colapsante e resultar em pequenas manchas de nebulosidade conhecidas como [[Objeto de Herbig-Haro|objetos de Herbig-Haro]].<ref>{{citar conferência
|autor =Bally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. |ano= 1996
 |título=The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks
 |títulolivro= Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995
 | editor = Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier
 |publicadopor= Space Telescope Science Institute |página= 491
 | bibcode =1996swhs.conf..491B
}}</ref><ref name=smith04>{{citar livro
|primeiro =Michael David |último =Smith
 |título=The origin of stars |página=176 |ano=2004
 | isbn=1860945015
 |publicadopor=Imperial College Press
}}</ref> Esses jatos, combinados com a radiação de estrelas grandes próximas, podem ajudar a expulsar a nuvem circundante em que a estrela foi formada.<ref>{{citar jornal
|primeiro =Tom |último =Megeath |data=11 de maio de 2010
 |título=Herschel finds a hole in space
 | url=http://www.esa.int/esaCP/SEMFEAKPO8G_index_0.html
 |publicadopor=ESA |acessodata=2010-05-17 }}</ref>

Uma vez iniciada, a formação estelar em uma nuvem molecular pode dar origem de dezenas a milhares de estrelas massivas, dependendo de seu tamanho. Entretanto, a radiação emitida pelas estrelas recém-formadas acaba por expulsar os gases remanescentes ao seu redor, limpando suas redondezas. Remanescentes de nuvens densas, entretanto, são capazes de resistir por mais tempo, conforme observado nos "Pilares da Criação" na [[Nebulosa da Águia]].<ref>{{Harvnb|Seeds|2010|pp=165-170}}</ref> Um estudo sugere que algo inexplicável acontece com estrelas massivas, e elas estão se formando de uma maneira que é muito diferente de como se esperava.<ref>[https://www.independent.co.uk/news/science/stars-form-high-mass-low-study-new-how-do-universe-galaxy-a8329581.html Stars aren’t formed in the way we thought, scientists reveal Our assumptions about the laws of star formation don't seem to hold throughout the universe] por Andrew Griffin (2018)</ref>

===Sequência principal===
{{Principal|Sequência principal}}

[[Imagem:H-R diagram -edited-3.gif|esquerda|thumb|upright=1.3|Um exemplo de um diagrama de Hertzsprung–Russell para um conjunto de estrelas que inclui o Sol (no centro). (Ver "Classificação" abaixo.)]]

As estrelas passam cerca de 90 % da sua vida fundindo hidrogênio para produzir hélio em reações a altas temperaturas e pressões próximo ao núcleo. Diz-se que estão na [[sequência principal]] e elas são chamadas de anãs. Iniciando a sequência principal no estágio zero, a proporção de hélio no núcleo da estrela cresce continuamente. Como consequência, de modo a manter a taxa de fusão nuclear no núcleo, ela aumenta vagarosamente sua temperatura e luminosidade.<ref>{{citar periódico
|autor = Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G.
 |título=Stellar evolution from the zero-age main sequence
 |periódico=Astrophysical Journal Supplement Series
 |ano=1979 | volume=40 |páginas=733–791
 | bibcode=1979ApJS...40..733M | doi = 10.1086/190603
}}</ref> Estima-se que a luminosidade do Sol, por exemplo, tenha aumentado em 30% e sua temperatura superficial em 300 K desde que entrou na sequência principal, há 4,6 bilhões de anos.<ref>{{citar livro|nome=Kennet R.|sobrenome=Lang|título=The life and death of stars|língua=Inglês|página=99|ano=2013|editora=Cambridge University Press|url=https://books.google.com.br/books?id=MN-UCkUK9pcC|isbn=978-1-107-01638-5|ref=harv}}</ref>

Toda estrela gera um [[vento estelar]] de partículas, que causa um fluxo contínuo de saída de gás para o espaço. Para a maioria delas, a perda de massa é desprezível. O Sol perde 10<sup>&minus;14</sup> massas solares a cada ano,<ref>{{citar periódico
|autor =Wood, B. E.; Müller, H.-R.; Zank, G. P.; Linsky, J. L.
 |título=Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity
 |periódico=The Astrophysical Journal |ano=2002
 | volume=574 |número=1 |páginas=412–425
 | url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/340797 | doi = 10.1086/340797 | bibcode=2002ApJ...574..412W
}}</ref> ou cerca de 0,01% de sua massa total ao longo de toda a sua vida. Entretanto, estrelas muito grandes podem perder 10<sup>&minus;7</sup> a 10<sup>&minus;5</sup> massas solares por ano, afetando significativamente a sua evolução.<ref>{{citar periódico
|último =de Loore |primeiro =C.
 |coautor=de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M.
 |título=Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind
 |periódico=Astronomy and Astrophysics |ano=1977 | volume=61
 |número=2 |páginas=251–259
 | bibcode=1977A&A....61..251D }}</ref> Estrelas que começam com mais de 50 massas solares podem perder mais da metade de sua massa total enquanto permanecem na sequência principal.<ref>
{{citar web
 |url= http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727
 |título= The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun
 |publicadopor= Royal Greenwich Observatory
 |acessodata= 2006-09-07
 |arquivourl= https://web.archive.org/web/20070930015551/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727
 |arquivodata= 2007-09-30
 |urlmorta= yes
 }}
</ref>

O tempo em que uma estrela permanece na sequência principal depende principalmente da quantidade de combustível que ela tem para fundir e da taxa a que ela o consome, isto é, da sua massa inicial e luminosidade. Para o Sol, isto está estimado em 10<sup>10</sup> anos. As grandes consomem seu combustível muito rapidamente e têm vida curta, enquanto as pequenas (chamadas [[Anã vermelha|anãs vermelhas]]) consomem seu combustível muito lentamente e duram dezenas ou centenas de bilhões de anos. Ao fim de suas vidas, elas simplesmente ficam cada vez mais pálidas.<ref name="late stages" /> Entretanto, como o tempo de vida dessas estrelas é maior do que a atual idade do universo (13,7 bilhões de anos), não se espera que alguma anã vermelha já tenha atingido este estágio.<ref>{{citar livro|nome=Clifford A.|sobrenome=Pickover|título=The stars in heaven|língua=Inglês|página=172|editora=Oxford University Press|ano=2001|isbn=978-0-195-34680-0|url=https://books.google.com.br/books?id=veymCfhwh08C|ref=harv}}</ref>

Além da massa, a proporção de elementos mais pesados do que o hélio pode ter um papel significativo na evolução das estrelas. Em astronomia, qualquer elemento mais pesado do que o hélio é considerado um “metal”, e a [[Concentração (química)|concentração]] desses elementos é chamada [[metalicidade]]. A metalicidade pode influenciar o tempo pelo qual uma estrela vai queimar seu combustível, controlar a formação de campos magnéticos<ref>{{citar periódico
|autor =Pizzolato, N.; Ventura, P.; D'Antona, F.; Maggio, A.; Micela, G.; Sciortino, S.
 |título=Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests
 |periódico=Astronomy & Astrophysics
 |ano=2001 | volume=373
 |número=2 |páginas=597–607
 | url=http://www.edpsciences.org/articles/aa/abs/2001/26/aah2701/aah2701.html
 | doi=10.1051/0004-6361:20010626 }}</ref> e modificar a força do vento estelar.<ref>
{{citar web
 |data= 2004-06-18
 |url= http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
 |arquivourl= https://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
 |arquivodata= 2004-11-22
 |título= Mass loss and Evolution
 |publicadopor= UCL Astrophysics Group
 |acessodata= 2006-08-26
 |urlmorta= yes
 }}
</ref> As estrelas da população II, que são mais velhas, têm metalicidade substancialmente menor do que as da população I, mais jovens, devido à composição das nuvens moleculares a partir das quais elas se formaram (ao longo do tempo, essas nuvens ficam cada vez mais ricas em elementos mais pesados, na medida em que estrelas velhas morrem e liberam parte de suas atmosferas).<ref>{{citar livro|nome=Simon F. |sobrenome=Green|coautor=Mark H. Jones,S. Jocelyn Burnell|título=An Introduction to the Sun and Stars|página=240|língua=Inglês|editora=Cambridge University Press|ano=2003|isbn=0-521-83737-5|url=https://books.google.com.br/books?id=lb5owLGIQGsC&pg=PA240|ref=harv}}</ref>

===Pós-sequência principal===
{{Principal|Gigante vermelha}}

À medida que estrelas de pelo menos 0,4 massa solar<ref name="late stages" /> exaurem o estoque de hidrogênio em seu núcleo, suas camadas exteriores se expandem muito e se resfriam para formar uma [[gigante vermelha]]. Por exemplo, daqui a cerca de cinco bilhões de anos, quando o Sol for uma gigante vermelha, ele se expandirá até um raio de aproximadamente uma [[unidade astronômica]] (150 milhões de quilômetros), 250 vezes seu tamanho atual. Como uma gigante, o Sol perderá cerca de 30% da sua massa atual.<ref name="sun_future">{{citar periódico|autor =Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. |título=Our Sun. III. Present and Future |página=457 |periódico=Astrophysical Journal |ano=1993 | volume=418 | bibcode=1993ApJ...418..457S | doi = 10.1086/173407}}</ref><ref name="sun_future_schroder">{{citar periódico|primeiro =K.-P. |último =Schröder |coautor=Smith, Robert Connon |ano=2008 |título=Distant future of the Sun and Earth revisited |
doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume = 386 |número=1
 |página= 155 | bibcode=2008MNRAS.386..155S
}} See also {{citar jornal
| url=http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html?feedId=online-news_rss20
 |título=Hope dims that Earth will survive Sun's death
 |data=2008-02-22
 |obra=NewScientist.com news service
 |primeiro =Jason |último =Palmer
 |acessodata=2008-03-24 }}</ref> Numa gigante vermelha de até 2,25 massas solares, a fusão do hidrogênio ocorre numa camada que cobre o núcleo.<ref name="hinshaw">{{citar web
|último = Hinshaw |primeiro = Gary |data= 2006-08-23
 | url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101stars.html
 |título= The Life and Death of Stars
 |publicadopor= NASA WMAP Mission |acessodata= 2006-09-01 }}</ref> Posteriormente, o núcleo é comprimido o suficiente para iniciar a [[fusão nuclear do hélio|fusão do hélio]] e a estrela começa a gradualmente reduzir o seu raio e a aumentar sua temperatura superficial. Para estrelas maiores, a região do núcleo alterna diretamente da fusão do hidrogênio para a do hélio.<ref name="iben"/> Quando a estrela consome o hélio no seu núcleo, a fusão continua numa camada em torno do núcleo quente de carbono e oxigênio. A estrela segue então um caminho evolucionário paralelo à fase original de gigante vermelha, mas a uma temperatura superficial maior.<ref name="morte estelar">{{citar livro|nome=Michael|sobrenome=Inglis|título=Astrophysics is easy|subtítulo=An introduction for the amateur astronomer|página=230|editora=Springer|isbn=978-3-319-11643-3|issn=1431-9756|ano=2007|url=https://books.google.com.br/books?id=wXa1BQAAQBAJ|ref=harv}}</ref>

====Estrelas grandes====
Durante a sua fase de queima de hélio, estrelas de massa muito grande (mais do que nove massas solares) se expandem para formar supergigantes vermelhas. Quando este combustível se extingue no núcleo, elas podem continuar a fundir elementos mais pesados do que o hélio.<ref name="morte estelar" /> O núcleo se contrai até que a temperatura e pressão sejam suficientes para fundir o [[carbono]] (ver [[fusão nuclear do carbono]]). Este processo continua em estágios sucessivos supridos pelo [[Néon|neônio]] (ver [[fusão nuclear do neônio]]), [[oxigênio]] (ver [[fusão nuclear do oxigênio]]) e [[silício]] (ver [[fusão nuclear do silício]]). Próximo ao fim da vida da estrela, a fusão pode ocorrer ao longo de uma série de camadas (como de uma cebola) dentro da estrela. Cada camada funde um elemento diferente, com a mais externa fundindo hidrogênio, a seguinte o hélio e assim por diante.<ref>{{citar web |url= http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299/ |título= What is a star? |publicadopor= Royal Greenwich Observatory |acessodata= 2006-09-07 |arquivourl= https://web.archive.org/web/20070930035229/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299 |arquivodata= 2007-09-30 |urlmorta= yes }}</ref>

O estágio final é atingido quando a estrela começa a produzir [[ferro]]. Como os núcleos de ferro são mais fortemente ligados do que quaisquer núcleos mais pesados, se eles se fundem eles não liberam energia – o processo, ao contrário, consumiria energia. Da mesma forma, como eles são mais fortemente ligados do que todos os núcleos mais leves, a energia não pode ser liberada por [[fissão nuclear]].<ref name="hinshaw" />

Em estrelas muito grandes e relativamente velhas, um grande núcleo de ferro inerte se acumula no centro da estrela. Os elementos mais pesados nessas estrelas podem migrar para a superfície, formando objetos conhecidos como [[Estrela Wolf-Rayet|estrelas Wolf-Rayet]], que têm um vento estelar denso que se projeta para a atmosfera exterior.<ref>{{citar livro|capítulo=Wolf, Charles J E (1827-1918)|título=The Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics|páginas=4101|data=2001|isbn=978-0333750889|bibcode=2000eaa..bookE4101.|último1 =Murdin|primeiro1 =P.}}</ref>

====Colapso====

Uma estrela evoluída e de tamanho mediano começa a lançar suas camadas externas como uma [[nebulosa planetária]] e, se o que sobra for menor do que 1,4 massa solar, ela encolhe para se tornar um objeto relativamente pequeno (aproximadamente do tamanho da Terra), sem massa suficiente para que novas compressões ocorram, conhecido como [[anã branca]].<ref>{{citar periódico|autor =Liebert, J. |título=White dwarf stars |periódico=Annual review of astronomy and astrophysics |ano=1980 | volume=18 |número=2 |páginas=363–398 | bibcode=1980ARA&A..18..363L | doi = 10.1146/annurev.aa.18.090180.002051}}</ref> A [[Matéria degenerada|matéria elétron-degenerada]] no interior de uma anã branca não é mais o plasma, apesar de as estrelas serem geralmente descritas como esferas de plasma. As anãs brancas finalmente se tornam [[Anã negra|anãs negras]] após longos períodos de tempo.<ref name="osln">{{citar web|url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/Ast162/lectures/notesWL22.pdf |título=Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars |primeiro =Jennifer |último =Johnson |publicado=[[Ohio State University]] |acessodata=2007-05-03 |df=dmy-all}}</ref><ref>{{citar web|último =Richmond |primeiro =Michael |url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html |título=Late stages of evolution for low-mass stars |publicado=Rochester Institute of Technology |acessodata=2006-08-04 |df=dmy-all}}</ref>

[[Imagem:Crab Nebula.jpg|thumb|A [[nebulosa do Caranguejo]], remanescente de uma supernova observada pela primeira vez por volta de 1050]]

Em estrelas maiores, a fusão continua até que o núcleo de ferro se torne tão grande (mais do que 1,4 massa solar) que ele não consegue mais suportar sua própria massa. Este núcleo repentinamente colapsa, à medida que seus elétrons são dirigidos contra seus prótons, formando nêutrons e neutrinos, numa explosão de [[emissão beta]] inversa (ou [[captura eletrônica]]). A [[onda de choque]] formada por este colapso súbito faz o resto da estrela explodir em uma [[supernova]]. As supernovas são tão brilhantes que podem momentaneamente ofuscar toda a galáxia em que a estrela se encontra. Quando ocorrem dentro da Via Láctea, as supernovas têm sido historicamente vistas por observadores a olho nu, como “novas estrelas” onde antes não havia nenhuma.<ref name="supernova">{{citar web
|data= 2006-04-06
 | url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
 |título= Introduction to Supernova Remnants
 |publicadopor= Goddard Space Flight Center
 |acessodata= 2006-07-16 }}</ref>

A maior parte da matéria de uma estrela é expulsa pela explosão de uma supernova (formando nebulosas como a do [[Nebulosa do Caranguejo|Caranguejo]]<ref name="supernova" />) e o que sobra é uma [[estrela de nêutrons]] (que às vezes se manifesta como um [[pulsar]] ou [[erupção de raio X]]) ou, em caso de estrelas maiores (grandes o suficiente para deixar um remanescente estelar maior do que quatro massas solares), um [[buraco negro]].<ref>{{citar periódico|autor =Fryer, C. L. |título=Black-hole formation from stellar collapse |periódico=Classical and Quantum Gravity |ano=2003 | volume=20 |número=10 |páginas=S73–S80 | url=http://www.iop.org/EJ/abstract/0264-9381/20/10/309 | doi = 10.1088/0264-9381/20/10/309 | bibcode=2003CQGra..20S..73F}}</ref> Em uma estrela de nêutrons, a matéria está num estado conhecido como [[Matéria degenerada|matéria nêutron-degenerada]], com uma forma mais exótica de matéria degenerada, a [[matéria QCD]], possivelmente presente no núcleo. Dentro do buraco negro, a matéria está em um estado que ainda não é compreendido.<ref name="supernova" />

As camadas exteriores expulsas de estrelas que morrem contêm elementos pesados que podem ser reciclados durante a formação de novas estrelas. Esses elementos pesados permitem a formação de planetas rochosos. O fluxo a partir de supernovas e o vento estelar de grandes estrelas têm um papel importante na constituição do meio interestelar.<ref name="supernova" />

==Distribuição==

[[Imagem:Sirius A and B artwork.jpg|left|thumb|250px|Uma estrela [[anã branca]] em órbita de [[Sirius]] (visão artística). Imagem NASA]]

Além das estrelas isoladas, existem [[Estrela múltipla|sistemas multiestelares]], que consistem de duas ou mais estrelas gravitacionalmente ligadas, que orbitam umas às outras. O sistema multiestelar mais comum é a [[estrela binária]], mas sistemas de três ou mais estrelas também são encontrados. Esses sistemas multiestelares são frequentemente organizados em conjuntos hierárquicos de estrelas binárias que co-orbitam.<ref>{{citar livro
|primeiro =Victor G. |último =Szebehely
 |coautor=Curran, Richard B. |ano=1985
 |título=Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies
 |publicadopor=Springer
 | isbn=9027720460 }}</ref> Também existem grupos maiores chamados [[Aglomerado estelar|aglomerados estelares]], que variam desde associações estelares livres, com apenas algumas estrelas, até enormes [[Aglomerado globular|aglomerados globulares]], com centenas de milhares de estrelas.<ref>{{citar jornal
 |título=Hubble Finds Intergalactic Stars
 |publicado=Hubble News Desk |data=14 de janeiro de 1997
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/
 |acessodata=2006-11-06}}</ref><ref>{{citar periódico|último1 =Puchwein |primeiro1 =Ewald |último2 =Springel |primeiro2 =Volker |último3 =Sijacki |primeiro3 =Debora |último4 =Dolag |primeiro4 =Klaus |título=Intracluster stars in simulations with active galactic nucleus feedback |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |data=1 de agosto de 2010 |volume=406 |número=2 |páginas=936–951 |doi=10.1111/j.1365-2966.2010.16786.x }}</ref><ref>{{citar periódico|último1 =Lin |primeiro1 =Yen‐Ting |último2 =Mohr |primeiro2 =Joseph J. |título=K‐band Properties of Galaxy Clusters and Groups: Brightest Cluster Galaxies and Intracluster Light |periódico=The Astrophysical Journal |data=20 de dezembro de 2004 |volume=617 |número=2 |páginas=879–895 |doi=10.1086/425412 |bibcode=2004ApJ...617..879L|arxiv=astro-ph/0408557 }}</ref>

Assumiu-se durante muito tempo que a maioria das estrelas ocorre em sistemas multiestelares, gravitacionalmente ligados. Isto é particularmente correto nas classes O e B de estrelas muito grandes, em que se acredita que 80% dos sistemas seja múltiplo. Entretanto, há uma maior proporção de sistemas de estrelas solitárias menores, de modo que apenas 25% das anãs vermelhas foram identificadas como tendo companheiras. Como 85% de todas as estrelas são anãs vermelhas, a maioria das estrelas da Via Láctea são provavelmente solitárias desde o nascimento.<ref>{{citar comunicado de imprensa
|publicadopor=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 |data=2006-01-30
 | url=http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0611.html
 |título=Most Milky Way Stars Are Single
 |acessodata=2006-07-16 }}</ref>

As estrelas não se distribuem uniformemente pelo universo, mas são normalmente agrupadas em galáxias, junto com gás e poeira interestelares. Uma galáxia típica contém centenas de bilhões de estrelas e há mais de 100 bilhões (10<sup>11</sup>) de galáxias no [[universo observável]].<ref>{{citar web |título=What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe? |publicadopor=Royal Greenwich Observatory |url=http://www.nmm.ac.uk/server/show/ConWebDoc.20495 |acessodata=2006-07-18 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20071010122331/http://www.nmm.ac.uk/server/show/ConWebDoc.20495 |arquivodata=2007-10-10 |urlmorta=yes }}</ref> Apesar de frequentemente se acreditar que só existem estrelas dentro de galáxias, estrelas intergalácticas têm sido descobertas.<ref>{{citar jornal
|título=Hubble Finds Intergalactic Stars
 |publicadopor=Hubble News Desk |data=1997-01-14
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/
 |acessodata=2006-11-06 }}</ref> Em 2010, os astrônomos estimaram que há pelo menos 300 sextilhões (3 × 10<sup>23</sup>) de estrelas no universo observável.<ref>{{citar jornal
|agência=Associated Press |data=1 de dezembro de 2010
 |obra=NPR |título=Starry Starry Starry Night: Star Count May Triple | url=http://www.npr.org/templates/story/story.php?storyId=131729046
 |acessodata=2010-12-07 }}</ref> A estrela mais próxima da Terra, fora o Sol, é [[Proxima Centauri]], distante 39,9 trilhões de quilômetros, ou 4,2 anos-luz. Viajando-se à velocidade orbital do [[ônibus espacial]] (8&nbsp;km/s, quase 30 000&nbsp;km/h), levar-se-iam cerca de 150 000 anos para atingi-la.<ref>3.99 × 10<sup>13</sup> km / (3 × 10<sup>4</sup> km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 10<sup>5</sup> years.</ref> Distâncias como esta são típicas dentro dos discos galácticos, inclusive na vizinhança do sistema solar.<ref>{{citar periódico|autor =Holmberg, J.; Flynn, C. |título=The local density of matter mapped by Hipparcos |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=313 |número=2 |ano=2000 |páginas=209–216 | bibcode=2000MNRAS.313..209H | doi = 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x }}</ref>

Devido às distâncias relativamente vastas entre estrelas fora dos núcleos das galáxias, acredita-se que colisões entre elas sejam raras. Em regiões mais densas, como o núcleo de aglomerados globulares ou o centro das galáxias, as colisões podem ser mais comuns.<ref name="DarkMatter">{{citar jornal
|título=Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic
 |publicadopor=CNN News |data=2000-06-02 | url=http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/
 |acessodata=2006-07-21 }}</ref> Essas colisões podem produzir as chamadas nômades azuis. Essas estrelas anormais têm uma temperatura superficial mais alta do que as outras estrelas da sequência principal com a mesma luminosidade no aglomerado.<ref>{{citar periódico|primeiro = J. C. |último = Lombardi, Jr. |coautor= Warren, J. S.; Rasio, F. A.; Sills, A.; Warren, A. R. |título= Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers |periódico=The Astrophysical Journal |ano=2002 | volume=568 |número= 2 |páginas=939–953 | bibcode=2002ApJ...568..939L | doi = 10.1086/339060}}</ref>

==Características==
[[Imagem:Orion constellation photo.jpg|thumb|A constelação de [[Orion (constelação)|Órion]] possui muitas estrelas brilhantes, como a gigante vermelha [[Betelgeuse]] e a supergigante azul [[Rígel]].]]
A dinâmica evolutiva de uma estrela é determinada principalmente pela sua massa inicial, inclusive características essenciais como luminosidade e tamanho, bem como a sua evolução, tempo de vida e destino final.<ref>{{citar livro | autor = OLIVEIRA FILHO, K.S.; SARAIVA, M.F.O | título = Astronomia e Astrofísica | local = Porto Alegre | editora = Editora da UFRGS | ano = 2000 | página = 203-232 | isbn = 85-7025-539-X}}</ref>

===Idade===
{{Principal|Idade estelar}}
A maioria das estrelas tem entre 1 bilhão e 10 bilhões de anos. Algumas estrelas podem até estar próximas de 13,7 bilhões de anos – a [[Idade do universo|idade observada do universo]]. A estrela mais antiga já observada (em 2007), HE 1523-0901, tem idade estimada em 13,2 bilhões de anos;<ref>{{citar jornal
|autor =Frebel, A.; Norris, J. E.; Christlieb, N.; Thom, C.; Beers, T. C.; Rhee, J
 |título=Nearby Star Is A Galactic Fossil
 |publicadopor=Science Daily |data=2007-05-11
 | url=http://www.sciencedaily.com/releases/2007/05/070510151902.htm
 |acessodata=2007-05-10 }}</ref><ref>{{citar periódico|título=Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium |periódico=[[Astrophysical Journal]] Letters| volume=660 |número=2 |páginas=L117–L120 |data=maio de 2007 | doi=10.1086/518122 | bibcode=2007ApJ...660L.117F |autor =Frebel, Anna, ''et al''}}</ref> contudo, em 2018, uma antena de rádio apanhou a assinatura resultante do gás [[hidrogênio]]<ref>[https://www.sciencenews.org/article/cosmic-dawn Cosmic Dawn Pinning down the origin and nature of the first stars] por Ron Cowen (2002)</ref> que cercou as estrelas, cerca de 180 milhões de anos depois do nascimento do universo.<ref>[https://www.nature.com/articles/nature25792 An absorption profile centred at 78 megahertz in the sky-averaged spectrum] por Judd D. Bowman [[Nature]] volume555, pages67–70 (2018) doi:10.1038/nature25792</ref> Observações da [[Polarização eletromagnética|polarização]] da [[radiação cósmica de fundo em micro-ondas]], em 2015, revelam que a "Idade das Trevas" terminou cerca de 550 milhões de anos após o Big Bang - mais de 100 milhões de anos mais tarde do que se pensava anteriormente.<ref>{{citar web|URL = http://www.sciencedaily.com/releases/2015/02/150205131233.htm|título = Cosmology: First stars were born much later than thought|data = 5 de fevereiro de 2015|acessadoem = 7 de fevereiro de 2015|autor = European Space Agency|publicado = ScienceDaily}}</ref> Quanto maior a massa de uma estrela, menor seu tempo de vida, principalmente porque as estrelas grandes têm maior pressão nos seus núcleos, fazendo com que elas queimem hidrogênio mais rapidamente. As estrelas maiores duram em média cerca de um milhão de anos, enquanto estrelas de massa mínima (anãs vermelhas) queimam seu combustível muito lentamente e duram dezenas a centenas de bilhões de anos.<ref>{{citar web
|autor = Naftilan, S. A.; Stetson, P. B.
 |data=2006-07-13
 | url =http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-do-scientists-determi
 |título=How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?
 |publicadopor=Scientific American
 |acessodata= 2007-05-11 }}</ref><ref>{{citar periódico
|autor =Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C.
 |título=The End of the Main Sequence
 |periódico=The Astrophysical Journal
 |ano=1997
 | volume=482
 |número=1
 |páginas=420–432
 | bibcode=1997ApJ...482..420L | doi = 10.1086/304125
}}</ref>

===Composição química===
{{Principal|Metalicidade}}
Quando as estrelas se formam na atual Via Láctea, elas se compõem de cerca de 71% de hidrogênio e 27% de hélio,<ref>{{citar livro
|primeiro =Judith A. |último =Irwin |ano=2007
 |título=Astrophysics: Decoding the Cosmos
 |publicadopor=John Wiley and Sons | isbn=0470013060
 |página=78 }}</ref> em massa, com uma pequena fração de elementos mais pesados. Tipicamente, a proporção de elementos pesados é medida em termos do teor de ferro na atmosfera estelar, pois o ferro é um elemento comum e suas linhas de absorção são relativamente fáceis de medir. Como as nuvens moleculares em que as estrelas se formam são continuamente enriquecidas por elementos mais pesados provenientes de explosões de supernovas, a medição da composição química de uma estrela pode ser usada para inferir a sua idade.<ref>{{citar web
|data=2006-09-12 | url = http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2006/pr-34-06.html
 |título= A "Genetic Study" of the Galaxy
 |publicadopor= ESO |acessodata= 2006-10-10 }}</ref> A proporção de elementos mais pesados pode ainda ser um indicador da probabilidade de uma estrela possuir um sistema planetário.<ref>{{citar periódico|autor = Fischer, D. A.; Valenti, J. |título=The Planet-Metallicity Correlation |periódico=The Astrophysical Journal |ano=2005 | volume=622 |número=2 |páginas=1102–1117 | bibcode=2005ApJ...622.1102F | doi = 10.1086/428383}}</ref>

A estrela com o menor teor de ferro já medido é a anã HE1327-2326, com apenas 1/200 000 do teor de ferro do Sol.<ref>{{citar web
|data=2005-04-17 | url = http://www.sciencedaily.com/releases/2005/04/050417162354.htm |título= Signatures Of The First Stars
 |publicadopor= ScienceDaily |acessodata= 2006-10-10 }}</ref> Em contraste, a estrela super-rica em metal µ Leonis tem quase o dobro do teor de ferro do Sol, enquanto a estrela [[14 Herculis]], que possui planetas, tem quase o triplo de ferro.<ref>{{citar periódico
|último =Feltzing |primeiro =S. |coautor=Gonzalez, G.
 |título=The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates
 |periódico=Astronomy & Astrophysics
 |ano=2000 | volume=367
 |número=1 |páginas=253–265
 | bibcode=2001A&A...367..253F
 | doi=10.1051/0004-6361:20000477 }}</ref> Também existem [[Estrela peculiar|estrelas quimicamente peculiares]], que mostram abundâncias pouco usuais de certos elementos em seu espectro, especialmente [[Crômio|cromo]] e [[Terra-rara|terras-raras]].<ref>{{citar livro
|primeiro =David F. |último =Gray |ano=1992
 |título=The Observation and Analysis of Stellar Photospheres |páginas=413–414
 |publicadopor=Cambridge University Press
 | isbn=0521408687 }}</ref>

[[Imagem:Star-sizes.jpg|thumb|As estrelas variam bastante em tamanho. Em cada imagem da sequência, o objeto mais à direita aparece como o mais à esquerda no painel seguinte. A Terra aparece à direita no painel 1 e o Sol é o segundo à direita no painel 3]]
===Diâmetro=== 
Devido a sua grande distância da Terra, todas as estrelas, com exceção do Sol, aparecem para o olho humano como pontos brilhantes no céu noturno, que cintilam por causa do efeito da atmosfera terrestre. O Sol, apesar de ser também uma estrela, está suficientemente próximo da Terra para ser visto como um disco e para fornecer iluminação. Após o Sol, a estrela com maior tamanho aparente é R Doradus, com um diâmetro angular de apenas 0,057 [[Minuto de arco|segundos de arco]].<ref>{{citar jornal
|título=The Biggest Star in the Sky |publicadopor=ESO
 |data=1997-03-11 | url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1997/pr-05-97.html
 |acessodata=2006-07-10 }}</ref> Os discos da maioria das estrelas têm [[diâmetro angular]] muito pequeno para serem observados com os atuais telescópios ópticos baseados em terra, portanto telescópios por [[interferometria]] são requeridos para produzir imagens desses objetos. Outra técnica para a medição do tamanho angular de estrelas é através da [[ocultação]]. Pela medição precisa da queda no brilho de uma estrela quando ela é ocultada pela [[Lua]] (ou o aumento do brilho quando ela reaparece), o diâmetro angular da estrela pode ser calculado.<ref>{{citar periódico
|autor =Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M.
 |título=Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared
 |periódico=Journal of Astrophysics and Astronomy
 |ano=1995 | volume=16 |página=332
 | bibcode=1995JApAS..16..332R }}</ref> As estrelas variam em tamanho, sendo no mínimo 70 vezes a massa de Júpiter<ref>{{Citar web|url=http://www.if.ufrgs.br/~fatima/ead/estrelas.htm#:~:text=A%20massa%20m%C3%ADnima%20que%20a,vezes%20a%20massa%20de%20J%C3%BApiter. |titulo=if.ufrgs.br|acessodata=2020-07-18 |obra=www.if.ufrgs.br |publicado=}}</ref> até [[Estrela supergigante|supergigantes]] como [[Betelgeuse]], na [[Orion (constelação)|constelação de Orion]], que tem um diâmetro aproximadamente 650 vezes maior do que o Sol – cerca de 0,9 bilhão de quilômetros. Entretanto, Betelgeuse tem uma [[densidade]] muito menor do que a do Sol.<ref>
{{citar web |último= Davis |primeiro= Kate |data= 2000-12-01 |url= http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml |título= Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis |publicadopor= AAVSO |acessodata= 2006-08-13 |arquivourl= https://web.archive.org/web/20060712000904/http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml |arquivodata= 2006-07-12 |urlmorta= no }}
</ref> Quando terminam seu estágio na sequência principal, podem se transformar em anãs brancas, mas de tamanho apenas ligeiramente maior do que o da Terra,<ref>{{Citar web|url=https://www.if.ufrgs.br/oei/stars/wd/wd_evol.htm |titulo=if.ufrgs.br|acessodata=2020-07-18 |obra=www.if.ufrgs.br |publicado=}}</ref> [[Estrela de nêutrons|estrelas de nêutrons]], que têm entre 20 e 40&nbsp;km de diâmetro, ou buracos negros, o mais leve dos quais com 5 massas solares.<ref>{{Citar web|titulo=Pesquisa detecta menor buraco negro (ou maior estrela de nêutrons)|url=https://olhardigital.com.br/ciencia-e-espaco/noticia/pesquisa-detecta-menor-buraco-negro-ou-maior-estrela-de-neutrons/102542|obra=Olhar Digital - O futuro passa primeiro aqui|data=2020-06-23|acessodata=2020-07-18|lingua=pt-br|primeiro=Renato|ultimo=Mota}}</ref>

===Cinemática===
[[Imagem:Pleiades large.jpg|thumb|left|As [[Plêiades (aglomerado de estrelas)|Plêiades]], [[aglomerado estelar aberto]] na [[constelação]] de [[Taurus|Touro]]. Essas estrelas executam o mesmo movimento pelo espaço.<ref>{{citar periódico
|último =Loktin |primeiro =A. V.
 |título=Kinematics of stars in the Pleiades open cluster
 |periódico=Astronomy Reports | volume=50 |número=9
 |páginas=714–721 | month=September |ano=2006
 | doi=10.1134/S1063772906090058 | bibcode=2006ARep...50..714L }}</ref> ''Foto [[NASA]]'']]
O movimento de uma estrela em relação ao Sol pode fornecer informações úteis sobre a origem e a idade da estrela, assim como sobre a estrutura e evolução da galáxia que a cerca. Os componentes do movimento de uma estrela são a [[velocidade radial]], aproximando-se ou afastando-se do Sol, e o movimento angular transversal, que é chamado o seu [[Estrela de movimento próprio|movimento próprio]].<ref name=Koupelis>{{citar livro|título=In Quest of the Universe |autor =Theo Koupelis |autor2 =Karl F. Kuhn |página= [https://archive.org/details/inquestofunivers00koup/page/369 369] |url=https://archive.org/details/inquestofunivers00koup |isbn=978-0-7637-4387-1 |publicado=Jones & Bartlett Publishers |data=2007}}</ref>

A velocidade radial é medida pelo [[efeito Doppler]] das linhas espectrais da estrela e é dada em km/s. O movimento próprio é determinado por medições astrométricas precisas em milissegundos de arco (msa) por ano. Determinando-se a paralaxe de uma estrela, o movimento próprio pode então ser convertido em unidades de velocidade. Estrelas com altas taxas de movimento próprio estão, provavelmente, relativamente próximas do Sol, fazendo delas boas candidatas para medições de paralaxe.<ref>{{citar web
|data=1999-09-10 | url = http://www.rssd.esa.int/hipparcos/properm.html
 |título= Hipparcos: High Proper Motion Stars
 |publicadopor= ESA |acessodata= 2006-10-10 }}</ref>

Uma vez que as taxas de movimento sejam conhecidas, a velocidade espacial da estrela em relação ao Sol ou à galáxia pode ser calculada. Entre estrelas próximas, constatou-se que estrelas da população I têm geralmente velocidades menores do que as estrelas da população II, mais velhas. As últimas têm órbitas elípticas inclinadas em relação ao plano da galáxia.<ref>{{citar periódico
|último = Johnson |primeiro = Hugh M.
 |título=The Kinematics and Evolution of Population I Stars
 |periódico=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |ano=1957 | volume=69 |número=406 |página=54
 | bibcode=1957PASP...69...54J
 | doi=10.1086/127012 }}</ref> A comparação da cinemática de estrelas próximas também levou à identificação de associações estelares, grupos de estrelas que provavelmente compartilham um ponto de origem comum em nuvens moleculares gigantes.<ref>
{{citar periódico |autor=Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. |título=The Formation of Star Clusters |periódico=American Scientist |ano=1999 |volume=86 |número=3 |página=264 |url=http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1 |acessodata=2006-08-23 |doi=10.1511/1998.3.264 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20050323072521/http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1 |arquivodata=2005-03-23 |urlmorta=no }}
</ref>

===Campo magnético===

{{Principal|Campo magnético estelar}}

[[Imagem:suaur.jpg|thumb|Campo magnético superficial de SU Aurigae (uma estrela jovem do [[Estrela T Tauri|tipo T Tauri]]), reconstruído por meio de imagem Zeeman-Doppler.]]

O [[campo magnético]] de uma estrela é gerado dentro de regiões onde ocorre a circulação [[Convecção|convectiva]]. Este movimento de plasma condutor funciona como um [[Teoria do dínamo|dínamo]], gerando campos magnéticos que se estendem por toda a estrela. A força do campo magnético varia com a massa e a composição da estrela, e a quantidade de atividade superficial magnética depende da velocidade de rotação da estrela. Esta atividade superficial produz [[Mancha estelar|manchas estelares]], que são regiões de campos magnéticos fortes e temperaturas superficiais menores que as normais. [[Anel coronal|Anéis coronais]] são campos magnéticos em forma de arco que se estendem para a coroa a partir de regiões ativas. [[Erupção solar|Erupções estelares]] são explosões de partículas de alta energia que são emitidas devido à mesma atividade magnética.<ref>{{citar web
|último =Brainerd |primeiro =Jerome James
 |data=2005-07-06 | url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayCorona.html
 |título=X-rays from Stellar Coronas
 |publicadopor=The Astrophysics Spectator
 |acessodata= 2007-06-21 }}</ref>

Estrelas jovens e de rotação rápida tendem a apresentar altos níveis de atividade superficial, devido ao seu campo magnético. Entretanto, o campo magnético pode agir sobre o vento estelar, funcionando como um freio que gradualmente reduz a velocidade de rotação, à medida que a estrela envelhece. Logo, estrelas mais velhas, como o Sol, têm velocidades de rotação muito menores e um menor nível de atividade superficial. Os níveis de atividade de estrelas de rotação lenta tendem a variar de maneira cíclica e podem se interromper totalmente por períodos.<ref>{{citar web
|último = Berdyugina |primeiro = Svetlana V. |ano=2005
 | url =http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/
 |título=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo
 |publicadopor=Living Reviews
 |acessodata= 2007-06-21 }}</ref> Durante o [[mínimo de Maunder]], por exemplo, o Sol passou por um período de 70 anos com quase nenhuma atividade de mancha solar.<ref name="MM_PAPER">[http://www.sciencemag.org/cgi/content/citation/192/4245/1189 Eddy, J.A., "The Maunder Minimum", Science 18 June 1976: Vol. 192. no. 4245, pp. 1189 - 1202], [http://bill.srnr.arizona.edu/classes/182h/Climate/Solar/Maunder%20Minimum.pdf PDF Copy] {{Wayback|url=http://bill.srnr.arizona.edu/classes/182h/Climate/Solar/Maunder%20Minimum.pdf# |date=20100216030712 }}</ref>

===Massa===
Uma das estrelas conhecidas com maior massa é a [[Eta Carinae]],<ref>{{citar periódico|primeiro = Nathan |último = Smith |ano= 1998 | url = http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html |título= The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender |publicadopor= Astronomical Society of the Pacific |periódico=Mercury Magazine | volume=27 |página=20 |acessodata= 2006-08-13 }}</ref> com 100-150 vezes a massa do Sol; seu tempo de vida é muito curto – no máximo alguns milhões de anos. Um estudo do aglomerado Arches sugere que 150 massas solares é o limite superior para estrelas no atual estágio do universo.<ref>{{citar jornal
|título=NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy
 |publicadopor=NASA News |data=2005-03-03 | url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html
 |acessodata=2006-08-04 }}</ref> A razão para este limite não é conhecido com precisão, mas se deve parcialmente ao [[Limite de Eddington]], que define a quantidade máxima de luminosidade que pode passar através da atmosfera de uma estrela sem ejetar os gases para o espaço. Entretanto, a massa de uma estrela chamada [[RMC 136a1|R136a1]], no aglomerado [[R136|RMC 136a]], foi medida em 265 massas solares, colocando este limite em questão.<ref name=eso20100721>{{citar jornal
|título=Stars Just Got Bigger
 |publicadopor=European Southern Observatory
 |data=2010-07-21
 | url=http://www.eso.org/public/news/eso1030/
 |acessodata=2010-7-24 }}</ref>

[[Imagem:Ngc1999.jpg|thumb|A [[nebulosa de reflexão]] [[NGC 1999]] é fortemente iluminada por V380 Orionis (centro), uma estrela variável com aproximadamente 3,5 vezes a massa do Sol. A mancha negra no céu é uma vasta região de espaço vazio e não uma [[nebulosa escura]], como se pensou inicialmente. ''Imagem NASA'']]

As primeiras estrelas formadas depois do Big Bang podem ter sido maiores, com 300 massas solares ou mais, devido à completa inexistência de elementos mais pesados que o [[lítio]] em sua composição. Entretanto esta geração de estrelas superpesadas da população III está extinta há muito tempo e atualmente elas existem apenas em teoria.<ref>{{citar jornal
|título=Ferreting Out The First Stars
 |publicadopor=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 |data=2005-09-22 | url=http://cfa-www.harvard.edu/press/pr0531.html
 |acessodata=2006-09-05 }}</ref>

Com uma massa apenas 93 vezes maior do que a de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], AB Doradus C, uma companheira de AB Doradus A, é a menor estrela conhecida que contém fusão nuclear em seu núcleo.<ref>{{citar jornal
|título=Weighing the Smallest Stars |publicadopor=ESO
 |data=2005-01-01 | url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-02-05.html
 |acessodata=2006-08-13 }}</ref> Para estrelas com metalicidade similar à do Sol, a massa mínima teórica que uma estrela pode ter e ainda possuir fusão no seu núcleo é estimada em 75 vezes a de Júpiter.<ref>
{{citar web |primeiro = Alan |último = Boss |data = 2001-04-03 |url = http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html |título = Are They Planets or What? |publicadopor = Carnegie Institution of Washington |acessodata = 2006-06-08 |arquivourl = https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html |arquivodata = 2006-09-28 |urlmorta = yes }}
</ref><ref name="minimum">
{{citar web
 |último = Shiga
 |primeiro = David
 |data = 2006-08-17
 |url = http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html
 |arquivourl = https://web.archive.org/web/20061114221813/http://space.newscientist.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html
 |arquivodata = 2006-11-14
 |título = Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed
 |publicadopor = New Scientist
 |acessodata = 2006-08-23
 |urlmorta = no
}}
</ref> Um estudo recente das estrelas mais fracas descobriu, entretanto, que quando a metalicidade é muito baixa, o tamanho mínimo para estrelas parece ser de 8,3% da massa solar, ou 87 vezes a de Júpiter.<ref name="minimum" /><ref>{{citar jornal
|título=Hubble glimpses faintest stars
 |publicadopor=BBC |data=2006-08-18
 | url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/5260008.stm
 |acessodata=2006-08-22 }}</ref>

A combinação do raio e massa de uma estrela determina a sua gravidade superficial. As gigantes têm uma gravidade superficial muito menor do que as da sequência principal, enquanto o oposto vale para as degeneradas e compactas, como as anãs brancas. A gravidade superficial pode influenciar a aparência do espectro da estrela, com a gravidade maior causando o alargamento das [[Raia espectral|raias espectrais]].<ref name="new cosmos" />

Elas são às vezes agrupadas por massa com base no seu comportamento evolucionário, à medida que se aproximam do final das suas fusões nucleares. ''Estrelas com massa muito pequena'' (abaixo de 0,5 [[massa solar]]) não entram no [[ramo assintótico das gigantes]] (AGB), mas evoluem diretamente para anãs brancas. As de ''massa pequena'' (entre 1,8 e 2,2 massas solares), dependendo de sua composição entram no AGB, onde desenvolvem um núcleo de hélio degenerado. As de ''massa intermediária'' possuem [[fusão nuclear do hélio|fusão do hélio]] e desenvolvem um núcleo degenerado de carbono-oxigênio. As ''de grande massa'' (entre 7 e 10 massas solares, podendo chegar a 5-6 massas solares) possuem [[fusão nuclear do carbono|fusão do carbono]], com suas vidas terminando numa explosão de [[supernova]] após o colapso do núcleo.<ref>{{citar livro
|primeiro =Sun |último =Kwok |ano=2000 |páginas=103–104
 |título=The origin and evolution of planetary nebulae
 | volume=33 | series=Cambridge astrophysics series
 |publicadopor=Cambridge University Press | isbn=0-521-62313-8 }}</ref>

===Rotação===

{{Principal|Rotação estelar}}

A velocidade de rotação das estrelas pode ser calculada por aproximação por meio de [[Espectroscopia|medição espectroscópica]] ou, com mais precisão, pelo acompanhamento da velocidade de rotação de [[Mancha estelar|manchas estelares]]. Estrelas jovens podem ter velocidades de rotação maiores do que 100&nbsp;km/s no equador. A estrela classe B [[Achernar]], por exemplo, tem uma velocidade de rotação equatorial de 225&nbsp;km/s ou mais, conferindo-lhe um diâmetro equatorial que é mais de 50% maior do que a distância entre os polos. Esta velocidade é pouco menos do que a velocidade crítica de 300&nbsp;km/s, em que a estrela se desintegraria.<ref>{{citar jornal
|título=Flattest Star Ever Seen |publicadopor=ESO
 |data=2003-06-11 | url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-14-03.html
 |acessodata=2006-10-03 }}</ref> Em comparação, o Sol gira uma vez a cada 25-35 dias, com uma velocidade equatorial de 1,994&nbsp;km/s. O campo magnético e o vento estelar servem para reduzir bastante a velocidade de rotação de uma estrela da [[sequência principal]], à medida que ela evolui na sequência principal.<ref>
{{citar web
 |último = Fitzpatrick
 |primeiro = Richard
 |data = 2006-02-13
 |url = http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html
 |título = Introduction to Plasma Physics: A graduate course
 |publicadopor = The University of Texas at Austin
 |acessodata = 2006-10-04
 |arquivourl = https://web.archive.org/web/20100104142353/http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html
 |arquivodata = 2010-01-04
 |urlmorta = yes
}}
</ref>

[[Estrela compacta|Estrelas degeneradas]] se contraíram numa massa compacta, resultando numa rápida velocidade de rotação. Entretanto, elas têm velocidades relativamente baixas se comparadas com as que seriam esperadas pela conservação do [[momento angular]] - a tendência de um corpo em rotação de compensar a redução de tamanho com o aumento da sua velocidade. Uma grande parte do momento angular da estrela é dissipada como resultado da perda de massa pelo vento estelar.<ref>{{citar periódico|último = Villata |primeiro = Massimo |título=Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |ano=1992 | volume=257 |número=3 |páginas=450–454 | bibcode=1992MNRAS.257..450V }}</ref> Apesar disso, a velocidade de rotação de um pulsar pode ser muito alta. O pulsar no coração da [[nebulosa do Caranguejo]], por exemplo, gira 30 vezes por segundo.<ref>{{citar jornal
|título=A History of the Crab Nebula |publicadopor=ESO
 |data=1996-05-30 | url=http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1996/22/astrofile/
 |acessodata=2006-10-03 }}</ref> A velocidade de rotação do pulsar vai se reduzir gradualmente devido à emissão de radiação.<ref>{{citar web|url=http://www.jb.man.ac.uk/distance/frontiers/pulsars/section1.html|título=Properties of Pulsars|publicado=Jodrell Bank Observatory, University of Manchester|obra=Frontiers of Modern Astronomy|acessodata=2018-08-17}}</ref>

===Temperatura===

A temperatura superficial de uma estrela da sequência principal é determinada pela taxa de produção de energia no núcleo e o raio da estrela, e é frequentemente estimada com base no índice de cor da estrela.<ref name="astronomynotes">
{{citar web
 |url=http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm
 |título=Properties of Stars: Color and Temperature
 |acessodata=2007-10-09
 |último=Strobel
 |primeiro=Nick
 |data=2007-08-20
 |obra=Astronomy Notes
 |publicadopor=Primis/McGraw-Hill, Inc.
 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20070626090138/http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm
 |arquivodata=2007-06-26
 |urlmorta=no
 }}
</ref> Ela é normalmente indicada pela [[temperatura efetiva]], que é a temperatura de um [[corpo negro]] ideal que irradia sua energia na mesma luminosidade por unidade de área da superfície da estrela. Ressalte-se, entretanto, que a temperatura efetiva é apenas um valor representativo, uma vez que as estrelas, na realidade, apresentam um gradiente de temperatura que diminui com o aumento da distância para o núcleo.<ref>{{citar web
|primeiro =Courtney |último =Seligman |obra=Self-published
 | url=http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm
 |título=Review of Heat Flow Inside Stars
 |acessodata= 2007-07-05 }}</ref> A temperatura na região do núcleo de uma estrela é de vários milhões de [[kelvin]].<ref name="aps_mss" />

A temperatura estelar determina a taxa de energização ou ionização de diferentes elementos, resultando em linhas de absorção características no espectro. A temperatura superficial de uma estrela, junto com sua [[magnitude absoluta]] visual e características de absorção, são usadas para classificar uma estrela (ver a classificação abaixo).<ref name="new cosmos" />

Estrelas da sequência principal com grandes massas podem ter temperaturas superficiais de 50 000 K. Estrelas menores como o Sol têm temperaturas superficiais de alguns milhares de kelvin. Gigantes vermelhas têm temperaturas superficiais relativamente baixas, de cerca de 3 600 K, mas elas também têm alta luminosidade devido a sua grande superfície exterior.<ref name=zeilik>{{citar livro|último =Zeilik |primeiro =Michael A. |coautor=Gregory, Stephan A. |título=Introductory Astronomy & Astrophysics |edição=4th |ano=1998 |publicadopor=Saunders College Publishing | isbn=0030062284 |página=321 }}</ref>

==Radiação==

A energia produzida pelas estrelas, como subproduto da fusão nuclear, irradia para o espaço como [[radiação eletromagnética]] e como [[radiação corpuscular]]; a radiação corpuscular emitida se manifesta como o vento estelar<ref>{{citar jornal
|último =Roach |primeiro =John
 |título=Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind
 |publicadopor=National Geographic News
 |data=2003-08-27 | url=http://news.nationalgeographic.com/news/2003/08/0827_030827_kyotoprizeparker.html
 |acessodata=2006-06-13 }}</ref> e a radiação eletromagnética ocorre em vários comprimentos de onda: rádio, micro-ondas, infravermelho, luz visível, ultravioleta, raios X e raios gama.<ref name=":1">{{citar periódico |url=http://www.inpe.br/ciaa2018/arquivos/pdfs/apostila_completa_2018.pdf |titulo=Introdução à astronomia e astrofísica |jornal=Divisão de Astrofísica |publicado=Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais |ano=2018 |local=São José dos Campos |volume=INPE-7177-PUD/38}}</ref> A [[cor]] de uma estrela, determinada pela [[frequência]] de pico da luz visível, depende da temperatura de suas camadas exteriores, inclusive sua [[fotosfera]].<ref>{{citar web| url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html |título= The Colour of Stars |publicadopor= Australian Telescope Outreach and Education |acessodata= 2006-08-13 }}</ref>

Usando o [[Espectroscopia astronômica|espectro estelar]], os astrônomos podem determinar a temperatura superficial, a gravidade superficial, a metalicidade e a velocidade de rotação de uma estrela. Se a distância for conhecida, através, por exemplo, da medição da paralaxe, pode-se então derivar a luminosidade. A massa, o raio, a gravidade superficial e o período de rotação podem então ser estimados com base em modelos estelares (a massa pode ser medida diretamente para estrelas em sistemas binários. A técnica de microlente gravitacional também fornece a massa do astro<ref>{{citar jornal
|título=Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun
 |publicadopor=Hubble News Desk |data=2004-07-15 | url=http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2004/24/text/
 |acessodata=2006-05-24 }}</ref>). Com esses parâmetros, os astrônomos podem também estimar a idade da estrela.<ref>{{citar periódico
|autor = Garnett, D. R.; Kobulnicky, H. A.
 |título=Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation
 |periódico=The Astrophysical Journal |ano=2000
 | volume=532
 |número= 2 |páginas=1192–1196
 | doi = 10.1086/308617 }}</ref>

===Luminosidade===

Em astronomia, luminosidade é a quantidade de [[luz]] e outras formas de [[energia radiante]] que a estrela irradia por unidade de [[tempo]]. A luminosidade é determinada pelo raio e a temperatura superficial. Entretanto, muitas estrelas não irradiam um [[Fluxo (física)|fluxo]] uniforme por toda a sua superfície. [[Vega (estrela)|Vega]], por exemplo, de rápida rotação, tem um fluxo de energia maior nos seus polos do que ao longo do seu [[Linha do equador|equador]].<ref>{{citar jornal
|autor =Staff |data=2006-01-10
 |título=Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator
 |publicadopor=National Optical Astronomy Observatory
 | url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
 |acessodata=2007-11-18
}}</ref>

Regiões da superfície com temperatura e luminosidade menores do que a média são conhecidas como [[Mancha solar|manchas estelares]]. As pequenas estrelas anãs como o Sol geralmente apresentam discos essencialmente sem acidentes, com apenas pequenas manchas estelares. As estrelas gigantes têm manchas estelares muito maiores e muito mais óbvias<ref name="Michelson Starspots">{{citar periódico|autor = Michelson, A. A.; Pease, F. G. |título=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo |periódico=Living Reviews in Solar Physics |publicadopor=Max Planck Society |ano=2005 | url=http://www.livingreviews.org/lrsp-2005-8 }}</ref> e também exibem forte [[escurecimento de bordo]], isto é, o brilho diminui na direção da borda do disco estelar.<ref>{{citar periódico|autor =Manduca, A.; Bell, R. A.; Gustafsson, B. |título=Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres |periódico=Astronomy and Astrophysics |ano=1977 | volume=61 |número=6 |páginas=809–813 | bibcode=1977A&A....61..809M }}</ref> Anãs vermelhas eruptivas como a [[Luyten 726-8|UV Ceti]] podem também possuir manchas estelares importantes.<ref>{{citar periódico|autor = Chugainov, P. F. |título=On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars |periódico=Information Bulletin on Variable Stars |ano=1971 | volume=520 |páginas=1–3 | bibcode=1977A&A....61..809M }}</ref>

===Magnitude===

{{Principal|Magnitude aparente|Magnitude absoluta}}

O [[Brilhância|brilho]] aparente de uma estrela é medido pela sua [[magnitude aparente]], considerando a luminosidade, a distância da Terra e a alteração de sua luz quando passa pela atmosfera da Terra. A magnitude intrínseca ou absoluta está diretamente relacionada à sua luminosidade e corresponde à magnitude aparente que ela teria se sua distância para a Terra fosse de 10 parsec (32,6 anos-luz).<ref name="luminosity"/>
{| class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em;"
|+ ''Número de estrelas mais brilhantes que a magnitude''
! Magnitude <br />aparente
!Número<br />de estrelas<ref>{{citar web |url= http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html |arquivourl= https://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html |arquivodata= 2008-02-06 |título= Magnitude |publicadopor= National Solar Observatory—Sacramento Peak |acessodata= 2006-08-23 |urlmorta= yes }}</ref>
|- style="text-align: center;"
||0
||4
|- style="text-align: center;"
||1
||15
|- style="text-align: center;"
||2
||48
|- style="text-align: center;"
||3
||171
|- style="text-align: center;"
||4
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|- style="text-align: center;"
||5
||1 602
|- style="text-align: center;"
||6
||4 800
|- style="text-align: center;"
||7
||14 000
|}

As magnitudes aparente e absoluta são [[Escala logarítmica|grandezas logarítmicas]]: uma diferença de uma unidade na magnitude corresponde a uma variação no brilho de cerca de 2,5 vezes<ref name="luminosity">{{citar web| url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html |título= Luminosity of Stars |publicadopor= Australian Telescope Outreach and Education |acessodata= 2006-08-13 }}</ref> (a [[Radiciação|raiz quinta]] de 100 ou aproximadamente 2,512). Isto significa que uma estrela de primeira grandeza (+1,00) é cerca de 2,5 vezes mais brilhante que uma de segunda grandeza (+2,00) e aproximadamente 100 vezes mais brilhante que uma estrela de sexta grandeza (+6,00). Já as mais fracas visíveis a olho nu em boas condições de visibilidade são as de magnitude +6.<ref name="luminosity"/>

Tanto nas escalas de magnitude aparente quanto absoluta, quanto menor o número da magnitude, mais brilhante é a estrela. As de brilho mais intenso, em ambas as escalas, têm números de magnitude negativos. A diferença de brilho entre duas estrelas (''ΔL'') é calculada pela subtração entre o número de magnitude da mais brilhante (mb) e a da mais fraca (''mf' ''), depois usando-se a diferença como o expoente do número base 2,512. Ou seja:

:<math> \Delta{m} = m_\mathrm{f} - m_\mathrm{b} </math>
:<math>2,512^{\Delta{m}} = \Delta{L}</math>

Em relação tanto à luminosidade quanto à distância da Terra, as magnitudes absoluta (''M'') e aparente (''m'') não são equivalentes para uma estrela individual; por exemplo, a brilhante estrela Sirius tem uma magnitude aparente de -1,44, mas uma magnitude absoluta de +1,41.<ref name="luminosity"/>

O Sol tem uma magnitude aparente de -26,7, mas sua magnitude absoluta é apenas +4,83. Sirius, a estrela mais brilhante no céu noturno vista da Terra, é aproximadamente 23 vezes mais luminosa do que o Sol, enquanto [[Canopus]], a segunda estrela mais brilhante do céu noturno, com uma magnitude de -5,53, é aproximadamente 14 000 vezes mais luminosa do que o Sol. Apesar de Canopus ser muito mais luminosa do que Sirius, esta parece mais brilhante, porque está a somente 8,6 anos-luz da Terra, enquanto Canopus está muito mais distante, a 310 anos-luz.<ref name="luminosity"/>

Desde 2006, a estrela com a maior magnitude absoluta conhecida é a [[LBV 1806-20]], com magnitude de -14,2. Esta estrela é pelo menos cinco milhões de vezes mais luminosa do que o Sol.<ref>
{{citar web
 |autor = Hoover, Aaron
 |data = 2004-01-05
 |url = http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm
 |arquivourl = https://web.archive.org/web/20070807035239/http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm
 |arquivodata = 2007-08-07
 |título = Star may be biggest, brightest yet observed
 |publicadopor = HubbleSite
 |acessodata = 2006-06-08
 |urlmorta = yes
}}
</ref> As estrelas menos luminosas atualmente conhecidas estão localizadas no aglomerado NGC 6397. As anãs vermelhas mais fracas no aglomerado têm magnitude 26, enquanto uma anã branca de magnitude 28 foi também descoberta. Essas estrelas fracas são tão luminosas quanto uma vela de aniversário na Lua, quando vista da Terra.<ref>{{citar web
|data=2006-08-17 | url = http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2006/37/image/a
 |título= Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397
 |publicadopor= HubbleSite |acessodata= 2006-06-08 }}</ref>

=== Arco de explosão solar ===
O arco de explosão solar (Sunburst arc)<ref>{{Citar web|titulo=The Sunburst Arc|url=https://www.spacetelescope.org/images/heic1920a/zoomable/|obra=www.spacetelescope.org|acessodata=2019-11-08}}</ref> acontece quando a luz de uma estrela é filtrada em várias imagens por [[Lente gravitacional|lentes gravitacionais]]. O [[Telescópio espacial Hubble|Telescópio Espacial Hubble]] observou uma galáxia de arco de explosão solar a quase 11 bilhões de anos-luz de distância em 2019. O arco está entre as galáxias com lentes mais brilhantes conhecidas e sua imagem é visível pelo menos 12 vezes nos quatro arcos.<ref>{{Citar web|titulo=ESA Science & Technology - The Sunburst Arc|url=https://sci.esa.int/web/hubble/-/the-sunburst-arc|obra=sci.esa.int|acessodata=2019-11-08}}</ref> O arco criado por lentes gravitacionais fortes ajuda os astrônomos a entender melhor a era cósmica conhecida como época da [[reionização]].<ref>{{Citar web|titulo=NASA's Hubble Captures a Dozen Sunburst Arc Doppelgangers|url=https://www.techexplorist.com/nasa-hubble-captures-dozen-sunburst-arc-doppelgangers/27532/|obra=Tech Explorist|data=2019-11-08|acessodata=2019-11-08|lingua=en-US}}</ref>

==Classificação==

{{Principal|Classificação estelar}}

{| class="wikitable" style="float: right; text-align: center; margin-left: 1em;"
!colspan="3"|Faixas de Temperatura Superficial<br />para Diferentes Classes Estelares''<ref>{{citar web
|último = Smith |primeiro = Gene |data=1999-04-16
 | url = http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html
 |título= Stellar Spectra
 |publicadopor= University of California, San Diego
 |acessodata= 2006-10-12 }}</ref>
|-
! Classe
! Temperatura
! Estrela tipo
|- style="background: {{estrela-cor|O}}"
| O
| 33 000&nbsp;K&nbsp;ou&nbsp;mais
| [[Zeta Ophiuchi]]
|- style="background: {{estrela-cor|B}}"
| B
| 10 500–30 000&nbsp;K
| [[Rigel|Rígel]]
|- style="background: {{estrela-cor|A}}"
| A
| 7 500–10 000&nbsp;K
| [[Altair (estrela)|Altair]]
|- style="background: {{estrela-cor|F}}"
| F
| 6 000–7 200&nbsp;K
| [[Procyon (estrela)|Prócion]]
|- style="background: {{estrela-cor|G}}"
| G
| 5 500–6 000&nbsp;K
| [[Sol]]
|- style="background: {{estrela-cor|K}}"
| K
| 4 000–5 250&nbsp;K
| [[Epsilon Indi]]
|- style="background: {{estrela-cor|M}}"
| M
| 2 600–3 850&nbsp;K
| [[Proxima Centauri]]
|}
A classificação atual das estrelas se originou no início do {{séc|XX}}, quando foram nomeadas de A a Q, com base na força da linha de hidrogênio.<ref>{{citar periódico
|último =Fowler |primeiro =A.
 |título=The Draper Catalogue of Stellar Spectra
 |periódico=Nature, a Weekly Illustrated Journal of Science
 |ano=1891–1892 | volume=45 |páginas=427–8 }}</ref> Não se sabia na época que a maior influência nessa força era a temperatura; a força da linha de hidrogênio atinge um máximo a cerca de 9 000 K e é mais fraca a temperaturas menores e maiores. Quando houve a reclassificação pela temperatura, ela ficou mais parecida com o esquema moderno.<ref name=carlos>{{citar livro
|primeiro =Carlos |último =Jaschek |coautor=Jaschek, Mercedes
 |ano=1990 |título=The Classification of Stars
 |publicadopor=Cambridge University Press |páginas=31–48
 | isbn=0521389968 }}</ref>

Há classificações diferentes de uma só letra, de acordo com os seus espectros, variando do tipo ''O'', que são as muito quentes, até ''M'', tão frias que podem se formar moléculas em suas atmosferas. As principais classificações em ordem decrescente de temperatura superficial são: ''O, B, A, F, G, K'' e ''M''. Alguns tipos espectrais raros têm classificações especiais. As mais comuns desses tipos são ''L'' e ''T'', que indicam as estrelas mais frias de pequena massa e as anãs marrons. Cada letra possui 10 subdivisões, numeradas de 0 a 9, em ordem decrescente de temperatura. Entretanto, este sistema se rompe a temperaturas extremamente altas: podem não existir estrelas classes ''O0'' e ''O1''.<ref name="spectrum">{{citar web
|primeiro =Alan M |último =MacRobert
 | url =http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html
 |título= The Spectral Types of Stars
 |publicadopor= Sky and Telescope
 |acessodata= 2006-07-19 }}</ref>

Podem ainda ser classificadas pelos efeitos da luminosidade encontrados em suas linhas espectrais, que correspondem ao seu tamanho espacial e são determinados pela gravidade superficial. Elas variam de ''0'' ([[Estrela hipergigante|hipergigantes]]) a ''V'' (anãs da sequência principal), passando pela ''III'' ([[Estrela gigante|gigantes]]). Alguns autores acrescentam a classe ''VII'' (anãs brancas). A maior parte pertence à sequência principal, que consiste das estrelas normais que queimam hidrogênio. Elas caem numa estreita banda diagonal quando representadas em gráfico considerando sua magnitude absoluta e o tipo espectral.<ref name="spectrum" />

Nomenclaturas adicionais, na forma de letras minúsculas, podem se seguir ao tipo espectral, para indicar características peculiares do espectro. Por exemplo, um ''"e"'' pode indicar a presença de linhas de emissão, ''"m"'' representa níveis excepcionalmente altos de metais e ''"var"'' pode significar variações no tipo espectral.<ref name="spectrum" />

As estrelas anãs brancas têm a sua própria classe, que começa com a letra ''D'', depois subdividida nas classes ''DA, DB, DC, DO, DZ'' e ''DQ'', dependendo dos tipos de linhas predominantes encontradas no espectro. Esta denominação é seguida por um valor numérico que indica o índice de temperatura.<ref>
{{citar web
 |url= http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm
 |título= White Dwarf (wd) Stars
 |publicadopor= White Dwarf Research Corporation
 |acessodata= 2006-07-19
 |arquivourl= https://web.archive.org/web/20080731070937/http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm
 |arquivodata= 2008-07-31
 |urlmorta= yes
 }}
</ref>

==Estrelas variáveis==

{{Principal|Estrela variável}}

[[Imagem:Mira 1997.jpg|left|thumb|200px|A aparência assimétrica de [[Mira (estrela)|Mira]], uma estrela variável oscilante. ‘’Imagem NASA do [[telescópio espacial Hubble]]’’]]

Estrelas variáveis têm mudanças periódicas ou randômicas na luminosidade devido a propriedades intrínsecas ou extrínsecas. Das intrinsecamente variáveis, os tipos principais podem ser subdivididos em três grupos principais.<ref name="variables" />

Durante a sua evolução, algumas estrelas passam por fases em que podem se tornar variáveis pulsantes. Elas variam com o tempo em raio e luminosidade, expandindo-se e contraindo-se em períodos que variam de minutos a anos, dependendo do tamanho. Esta categoria inclui as [[Cefeida]]s e similares, bem como variáveis de longo ciclo, como Mira.<ref name="variables">{{citar web| url=http://www.aavso.org/types-variables |título=Types of Variable |data=11 de maio de 2010 |publicadopor=AAVSO |acessodata=2010-08-20 }}</ref>

Variáveis eruptivas são estrelas que passam por aumentos súbitos da luminosidade devido a erupções ou eventos de ejeção de massa.<ref name="variables" /> Este grupo inclui as protoestrelas, estrelas de Wolf-Rayet e eruptivas, bem como as gigantes e supergigantes.<ref name="variables" />

As variáveis cataclísmicas ou explosivas passam por mudanças dramáticas em suas propriedades. Este grupo inclui as [[nova]]s e supernovas. Um sistema binário de estrelas que inclui uma anã branca próxima pode produzir alguns tipos dessas explosões estelares espetaculares, incluindo a nova e a supernova Tipo 1a.<ref name="iben" /> A explosão é criada quando a anã branca acreta hidrogênio proveniente de sua companheira, acrescentando massa até que o hidrogênio se funde.<ref>{{citar web
|data=2004-11-01 | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cataclysmic_variables.html
 |título= Cataclysmic Variables
 |publicadopor= NASA Goddard Space Flight Center
 |acessodata= 2006-06-08 }}</ref> Algumas novas são recorrentes, apresentando explosões periódicas de amplitude moderada.<ref name="variables" />

As estrelas também podem variar em luminosidade por causa de fatores extrínsecos, como eclipses de binárias e estrelas rotativas que produzem manchas estelares extremas.<ref name="variables" /> Um exemplo notável de um eclipse de binária é Algol, que regularmente varia em magnitude de 2,3 para 3,5, num período de 2,87 dias.<ref name="variables" />

==Estrutura==

{{Principal|Estrutura estelar}}

O interior de uma estrela estável está em estado de [[equilíbrio hidrostático]]: as forças em qualquer pequeno volume se contrabalançam quase exatamente. Em direção ao centro a força é a gravitacional e, para o exterior, a força se deve ao gradiente de pressão dentro dela. O [[gradiente de pressão]] é estabelecido pelo gradiente de temperatura do plasma pois sua parte externa é mais fria do que o núcleo. A temperatura no núcleo de uma estrela da sequência principal ou uma gigante é da ordem de 10<sup>7</sup> [[kelvin|K]]. A temperatura e pressão resultantes de um núcleo que queima hidrogênio são suficientes para que ocorra a [[fusão nuclear]] e para que seja produzida energia suficiente para impedir seu colapso.<ref name="hansen">{{citar livro|autor =Hansen, Carl J. |coautor= Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia |páginas=32–33 |título=Stellar Interiors |publicadopor=Springer |ano=2004 | isbn=0387200894 }}</ref><ref name="Schwarzschild">{{citar livro
|primeiro =Martin |último =Schwarzschild |título=Structure and Evolution of the Stars |publicadopor=Princeton University Press |ano=1958 | isbn=0-691-08044-5}}<!-- Book republished by Dover as ISBN 0486614794, but ISBN in the cite book template is the one as published by Prin. Univ. Press--></ref>

À medida que os núcleos atômicos são fundidos no núcleo, eles emitem energia na forma de [[Radiação gama|raios gama]]. Esses fótons interagem com o plasma circundante, acrescentando energia térmica ao núcleo. As estrelas na sequência principal convertem hidrogênio em hélio, aumentando lenta, mas constantemente, a proporção de hélio no núcleo. Finalmente, o teor de hélio se torna predominante e a produção de energia cessa no núcleo. Para estrelas com mais de 0,4 massa solar, entretanto, a fusão ocorre numa camada que se expande lentamente em torno do núcleo [[Matéria degenerada|degenerado]] de hélio.<ref>{{citar web| url = http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html |título= Formation of the High Mass Elements |publicadopor= Smoot Group |acessodata= 2006-07-11 }}</ref>

[[Imagem:Sun parts big.jpg|thumb|esquerda|Diagrama mostrando uma seção em corte de uma estrela do tipo do Sol. ''Imagem NASA'']]

A [[zona de radiação]] é a região no interior da estrela onde a transferência por radiação é suficientemente eficiente para manter o fluxo de energia. Nesta região o plasma não é perturbado e não existe nenhum movimento de massa. Se isto não acontece, o plasma se torna instável e ocorre convecção, formando uma [[zona de convecção]]. Isto pode ocorrer, por exemplo, em regiões em que há fluxos de energia muito alta, tais como as proximidades do núcleo ou em regiões com alta [[opacidade]], como no envoltório externo.<ref name="Schwarzschild" />

A ocorrência de convecção no envoltório externo de uma estrela da sequência principal depende da massa. Estrelas com várias vezes a massa do Sol têm uma zona de convecção no interior profundo e uma zona de radiação nas camadas externas. As menores, como o Sol, são exatamente o oposto, com a zona de convecção localizada nas camadas externas.<ref name="imagine">{{citar web
|data=2006-09-01 | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html
 |título= What is a Star? |publicadopor= NASA
 |acessodata= 2006-07-11 }}</ref> Estrelas anãs vermelhas com menos de 0,4 massa solar são totalmente convectivas, o que impede a acumulação de um núcleo de hélio.<ref name="late stages" /> Para a maioria delas, as zonas de convecção também variam com o tempo, à medida que o astro envelhece e a constituição do seu interior se modifica.<ref name="Schwarzschild" />

A parte de uma estrela que é visível para um observador é chamada [[fotosfera]]. Esta é a camada em que o plasma da estrela fica transparente para os fótons de luz, e a energia gerada no núcleo fica livre para se propagar para o espaço.<ref>{{citar livro
|último =Carroll |primeiro =Bradley W.
|último2 =Ostlie |primeiro2 =Dale A.
|data=1996
|título=Modern Astrophysics
|publicado=[[Addison-Wesley]]
}}</ref> É dentro da fotosfera que aparecem as [[Mancha estelar|manchas estelares]], regiões de temperatura menor do que a média.<ref>{{citar web|url=http://www.esrl.noaa.gov/gsd/outreach/education/sam1/Activity10.html|título=Sunspots|publicado=NOAA|acessodata=22 de fevereiro de 2013}}</ref>

Acima do nível da fotosfera está a [[atmosfera estelar]]. Numa estrela da sequência principal como o Sol, o menor nível da atmosfera é a fina região da [[cromosfera]], onde as [[Espícula (astronomia)|espículas]] aparecem e as [[Erupção solar|erupções estelares]] começam. Ela é circundada por uma região de transição, onde a temperatura aumenta rapidamente numa distância de apenas 100 km. Para além desta está a [[Coroa solar|coroa]], um volume de plasma superaquecido que pode se estender por vários milhões de quilômetros.<ref>{{citar comunicado de imprensa
|publicadopor=ESO |data=2001-08-01
 |título=The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT
 | url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-17-01.html
 |acessodata=2006-07-10 }}</ref> A existência de uma coroa parece depender de uma zona de convecção em suas camadas externas.<ref name="imagine" /> Apesar de sua alta temperatura, a coroa emite muito pouca luz. A região da coroa do Sol normalmente só é visível durante um [[eclipse solar]].<ref>{{citar jornal|último =Koukkos|primeiro =Christina|título=Eclipse Chasing, in Pursuit of Total Awe|url=https://www.nytimes.com/2009/05/17/travel/17journeys.html|obra=The New York Times|data=14 de maio de 2009|acessodata=15 de janeiro de 2012}}</ref><ref>{{citar jornal|url=https://www.nytimes.com/2010/07/11/opinion/11pasachoff.html|título=Why I Never Miss a Solar Eclipse|último =Pasachoff|primeiro =Jay M.|obra=The New York Times|data=10 de julho de 2010|acessodata=15 de janeiro de 2012}}</ref>

A partir da coroa, um [[vento estelar]] de partículas de plasma se expande para fora, propagando-se até interagir com o [[meio interestelar]]. Para o Sol, a influência do [[vento solar]] se estende por toda a região em forma de bolha chamada [[heliosfera]].<ref>{{citar periódico
|autor =Burlaga, L. F.; Ness, N. F.; Acuña, M. H.; Lepping, R. P.; Connerney, J. E. P.; Stone, E. C.; McDonald, F. B.
 |título=Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields
 |periódico=Science
 |ano=2005
 | volume=309
 |número=5743
 |páginas=2027–2029
 | doi= 10.1126/science.1117542
 | pmid=16179471 }}</ref>

==Caminhos da reação de fusão nuclear==

{{Principal|Nucleossíntese estelar|Tokamak}}

{{Multiple image|direction=vertical|align=right|image1=Fusion in the Sun.svg|image2=CNO Cycle.svg|width=200|caption1=Visão geral da cadeia próton-próton|caption2=O ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio}}

Um conjunto de diferentes reações de fusão nuclear acontece no núcleo das estrelas, dependendo da sua massa e composição, como parte da [[nucleossíntese estelar]]. A massa final dos núcleos atômicos fundidos é menor do que a soma dos seus constituintes. Esta perda de massa é liberada como energia eletromagnética, de acordo com a relação de [[equivalência massa-energia]] ''E''&nbsp;=&nbsp;''mc''<sup>2</sup>.<ref name="sunshine" />

O processo de fusão do hidrogênio é sensível à temperatura, portanto um aumento moderado na temperatura do núcleo resulta em um aumento significativo na taxa de fusão. Como resultado, a temperatura do núcleo estelar da sequência principal varia de 4 milhões de kelvin, para uma estrela pequena da classe ''M'', até 40 milhões de kelvin, para uma de grande massa, da classe ''O''.<ref name="aps_mss">{{citar web
|data= 2005-02-16 | url = http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html
 |título= Main Sequence Stars
 |publicadopor= The Astrophysics Spectator
 |acessodata= 2006-10-10 }}</ref> No Sol, com um núcleo a 10 milhões de kelvin, o hidrogênio se funde para formar hélio na reação em [[cadeia próton-próton]]:<ref name="synthesis">{{citar periódico |autor=Wallerstein, G.; Iben Jr., I.; Parker, P.; Boesgaard, A. M.; Hale, G. M.; Champagne, A. E.; Barnes, C. A.; KM-dppeler, F.; Smith, V. V.; Hoffman, R. D.; Timmes, F. X.; Sneden, C.; Boyd, R. N.; Meyer, B. S.; Lambert, D. L. |título=Synthesis of the elements in stars: forty years of progress |periódico=Reviews of Modern Physics |ano=1999 |volume=69 |número=4 |páginas=995–1084 |url=http://www.cococubed.com/papers/wallerstein97.pdf |formato=PDF |acessodata=2006-08-04 |doi=10.1103/RevModPhys.69.995 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20060928043229/http://www.cococubed.com/papers/wallerstein97.pdf |arquivodata=2006-09-28 |urlmorta=yes }}</ref>

:4<sup>1</sup>H → 2[[deutério|<sup>2</sup>H]] + 2[[pósitron|e<sup>+</sup>]] + 2[[neutrino|ν<sub>e</sub>]] (4,0 M[[elétron-volt|eV]] + 1,0 MeV)
:2<sup>1</sup>H + 2<sup>2</sup>H → 2[[Hélio 3|<sup>3</sup>He]] + 2[[Fóton|γ]] (5,5 MeV)
:2<sup>3</sup>He → [[Hélio-4|<sup>4</sup>He]] + 2<sup>1</sup>H (12,9 MeV)

Essas reações resultam na reação global:

:4<sup>1</sup>H → <sup>4</sup>He + 2e<sup>+</sup> + 2γ + 2ν<sub>e</sub> (26,7 MeV)

onde e<sup>+</sup> é um [[pósitron]], γ é um fóton de raio gama, ν<sub>e</sub> é um [[neutrino]] e H e He são isótopos de hidrogênio e hélio, respectivamente. A energia liberada por esta reação está em milhões de elétron-volts, o que é na realidade uma pequena quantidade de energia. Entretanto, números enormes dessas reações ocorrem constantemente, produzindo toda a energia necessária para sustentar a emissão de radiação da estrela.<ref name="synthesis"/>
{| class="wikitable" style="float: left; margin-right: 0.5em;"
!colspan="2" |Massa estelar mínima <br/>requerida para fusão
|-
!Elemento
![[Massa solar|Massas<br />solares]]
|-
| Hidrogênio ||style="text-align: center;"| 0,01
|-
| Hélio ||style="text-align: center;"| 0,4
|-
| Carbono ||style="text-align: center;"| 5<ref>{{citar periódico
|autor =Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. |título=Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M<sub>sun</sub>, and from Z=0.0004 to 0.03
 |periódico=Astronomy and Astrophysics Supplement
 |ano=2000 | volume=141
 |número=3 |páginas=371–383
 | doi=10.1051/aas:2000126 }}</ref>
|-
| Neônio ||style="text-align: center;"| 8
|}
Em estrelas com massas maiores, o hélio é produzido em um ciclo de reações [[Catalisador|catalisadas]] pelo carbono - o [[Ciclo CNO|ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio]].<ref name="synthesis" />

Em estrelas evoluídas com núcleos a 100 milhões de kelvin e massas entre 0,5 e 10 massas solares, o hélio pode ser transformado em carbono no [[processo triplo-alfa]], que usa o elemento intermediário [[berílio]]:<ref name="synthesis" />

:<sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He + 92 keV → <sup>8*</sup>Be
:<sup>4</sup>He + <sup>8*</sup>Be + 67 keV → <sup>12*</sup>C
:<sup>12*</sup>C → [[Carbono-12|<sup>12</sup>C]] + γ + 7,4 MeV

Para a reação global:

:3<sup>4</sup>He → <sup>12</sup>C + γ + 7,2 MeV

Em estrelas de grande massa, os elementos mais pesados também podem ser queimados em um núcleo em contração através dos processos de [[fusão nuclear do neônio|fusão do neônio]] e de [[fusão nuclear do oxigênio|fusão do oxigênio]]. O estágio final no processo de nucleossíntese estelar é o [[fusão nuclear do silício|processo de fusão do silício]], que resulta na produção do isótopo estável ferro-56. A fusão não pode avançar mais exceto por um processo [[Endergónica|endotérmico]] e, portanto, energia adicional só pode ser produzida pelo colapso gravitacional.<ref name="synthesis" />

O exemplo abaixo mostra o tempo requerido para uma estrela de 20 massas solares consumir todo o seu combustível nuclear. Como uma estrela da sequência principal da classe ''O'', ela teria 8 vezes o raio solar e 62 000 vezes a luminosidade do Sol.<ref>{{citar periódico|autor = Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. |título=The evolution and explosion of massive stars |periódico=Reviews of Modern Physics |ano=2002 | volume=74 |número=4 |páginas=1015–1071 | bibcode=2002RvMP...74.1015W | doi = 10.1103/RevModPhys.74.1015}}</ref>

{| class="wikitable" style="margin: 1em auto 1em auto;"
|-
!valign="bottom"| Material <br />combustível
!valign="bottom"| Temperatura<br />(milhões de kelvins)
!valign="bottom"| Densidade<br />(kg/cm<sup>3</sup>)
!valign="bottom"| Duração da queima<br />(τ em anos)
|- style="text-align:center;"
|| [[Hidrogênio|H]]
|| 37
|| 0,0045
|| 8,1 milhões
|- style="text-align:center;"
|| [[Hélio|He]]
|| 188
|| 0,97
|| 1,2 milhões
|- style="text-align:center;"
|| [[Carbono|C]]
|| 870
|| 170
|| 976
|- style="text-align:center;"
|| [[Néon|Ne]]
|| 1 570
|| 3 100
|| 0,6
|- style="text-align:center;"
|| [[Oxigênio|O]]
|| 1 980
|| 5 550
|| 1,25
|- style="text-align:center;"
|| [[Enxofre|S]]/[[Silício|Si]]
|| 3 340
|| 33 400
|| 0,0315<ref>11,5 dias é 0,0315 anos.</ref>
|}

== Ver também ==
* [[Constelação]]
* [[Dinâmica estelar]]
* [[Estrela escura]]
* [[Lista das maiores estrelas conhecidas]]

== Notas ==
*{{Tradução/ref|en|Star}}

{{referências}}

== Leitura adicional ==
* {{citar livro|primeiro1 = John |último1 = Gribbin |autorlink = John Gribbin |primeiro2 = Mary |último2 = Gribbin |data= 2001 |título= Stardust: Supernovae and Life – The Cosmic Connection |publicado= [[Yale University Press]] |isbn= 978-0-300-09097-0}}

== Ligações externas ==
{{Correlatos
|título = estrela
|commonscat = Stars
|wikiquote = Estrela
}}
* {{citar web|último = Kaler |primeiro = James |título= Portraits of Stars and their Constellations |publicado= University of Illinois |url= http://stars.astro.illinois.edu/sow/sow.html |acessodata= 2010-08-20}}
* {{citar web|título= Query star by identifier, coordinates or reference code |obra= SIMBAD |publicado= Centre de Données astronomiques de Strasbourg |url= http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-fid |acessodata= 2010-08-20}}
* {{citar web|título= How To Decipher Classification Codes |publicado= Astronomical Society of South Australia |url= http://www.assa.org.au/sig/variables/classifications.asp |acessodata= 2010-08-20}}
* {{citar web|display-authors= 1 |último1 = Prialnick |primeiro1 = Dina |último2 = Wood |primeiro2 = Kenneth |último3 = Bjorkman |primeiro3 = Jon |último4 = Whitney |primeiro4 = Barbara |último5 = Wolff |primeiro5 = Michael |último6 = Gray |primeiro6 = David |último7 = Mihalas |primeiro7 = Dimitri |título= Stars: Stellar Atmospheres, Structure, & Evolution |data= 2001 |publicado= University of St. Andrews |url= http://www-star.st-and.ac.uk/~kw25/teaching/stars/stars.html |acessodata= 2010-08-20}}
* {{citar livro|primeiro1 = Cliff |último1 = Pickover |autorlink = Cliff Pickover |data= 2001 |título= The Stars of Heaven |publicado= Oxford University Press |isbn= 978-0-19-514874-9 |url= https://archive.org/details/starsofheaven00pick }}

{{Glossário-astronomia}}
{{estrela}}
{{controle de autoridade}}
{{Portal3|Astronomia|Ciência|Cosmologia}}
{{artigo destacado}}

[[Categoria:Estrelas]]