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OCTP007.Cinna

As estrelas são astros aparentemente fixos e que emitem luz própria. A sua composição é revelada por uma análise espectral da radiação emitida. São classificadas pelas letras O, B, A, F, G, K e M, correspondentes a estrelas de composição semelhante, ordenadas por temperatura decrescente, a que se juntam mais três classes, N, R e S, referentes a estrelas gigantes e supergigantes de composição química muito diversa.

As estrelas da sequência O a M têm cor representativa das temperaturas das suas superfícies, variando desde o branco-azulado (70 000o C; classe O) até ao vermelho (3800o C; classe M). As classes N e R são referidas em conjunto como tipo C pelo facto de o carbono era dominante nos seus espectros. A classe S caracteriza-se pelo facto de o seu espectro apresentar óxidos de zircónio e titânio.

Quando uma massa de gás interestelar, composto sobretudo por hidrogénio, se funde por efeito da gravidade, forma uma proto-estrela, cujo destino depende da sua massa. Se esta for inferior a 0,1 massas do Sol a força gravítica não é suficiente para produzir a ignição da fusão nuclear e a evolução da proto-estrela termina; caso contrário, a compressão gravítica irá comprimir o gás estelar e a temperatura aumenta até que aos 10 milhões de graus Kelvin a fusão se inicia, transformando o hidrogénio em hélio. Nasce então uma nova estrela cuja evolução futura irá depender da sua massa.

Se ela se situar entre os  0,1 e 1,4 massas do Sol,  a estrela seguirá o ciclo do Carbono até o núcleo conter maioritariamente carbono, azoto e oxigénio, momento em que entra em colapso ao mesmo tempo que as camadas exteriores se expandem. A estrela torna-se uma gigante que, se o seu núcleo se apagar, liberta as camadas exteriores para o espaço reduzindo-se ao seu núcleo inerte, transformando-se numa anã branca.

Se a massa se situar entre 1,4 e 8 massas do sol, a evolução da estrela continua para além do ciclo do carbono, até que o seu núcleo seja constituído por ferro e a reacção pare e o núcleo impluda, libertando numa supernova a maior parte do material da estrela e transformando-se numa estrela de neutrões. Transformar-se-á numa fonte pulsante de rádio, isto é, num pulsar.

Quando a massa é superior a 8 massas estelares, a estrela segue a sequência evolutiva anterior, mas a sua massa elevada obriga-a a contrair-se até que a sua velocidade de escape iguala a da luz e nenhuma radiação electromagnética consiga escapar à sua atracção gravítica, tornando-se um buraco negro.

O primeiro inventário de estrelas foi o de Ptolomeu, que compilou 48 constelações no seu Almagest. Foram as civilizações árabes que mantiveram as observações de Ptolomeu como referência até à Idade Média tardia. As viagens marítimas no hemisfério Sul, a par da invenção da luneta e do telescópio, aumentaram significativamente o número de constelações e estrelas conhecidas. O suíço Johann Bayer introduziu doze novas constelações e um sistema de identificação que ainda hoje é usado e que identifica as estrelas segundo a constelação a que pertencem e segundo o seu brilho aparente. No final do século XIX surgiram novas compilações. Dado o vasto número de estrelas catalogadas, passaram a ser notadas por um número, antecedido da abreviatura indicativa do catálogo (por exemplo, para o catálogo de Messier, dos finais do século XVII, é usada a letra M). Hoje, os catálogos são essencialmente constituídos por colecções de fotografias da esfera celeste.

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