Wikipedia

Resultados da pesquisa

4/01/2013

Estrutura

Ver artigo 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 da estrela. O gradiente de pressão é estabelecido pelo gradiente de temperatura do plasma pois a parte externa da estrela é mais fria do que o núcleo. A temperatura no núcleo de uma estrela da sequência principal ou uma gigante é da ordem de 107 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 o colapso da estrela.[130][131]
À medida que os núcleos atômicos são fundidos no núcleo, eles emitem energia na forma de 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 degenerado de hélio.[132]
Além do equilíbrio hidrostático, o interior de uma estrela estável mantém um balanço de energia de equilíbrio térmico. Há um gradiente radial de temperatura em todo o interior, que resulta em um fluxo de energia para o exterior. O fluxo de energia que sai de qualquer camada dentro da estrela é exatamente igual ao fluxo que chega do interior.
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.[131]
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. Estrelas menores, como o Sol, são exatamente o oposto, com a zona de convecção localizada nas camadas externas.[133] Estrelas anãs vermelhas com menos de 0,4 massa solar são totalmente convectivas, o que impede a acumulação de um núcleo de hélio.[2] Para a maioria das estrelas, as zonas de convecção também variam com o tempo, à medida que a estrela envelhece e a constituição do seu interior se modifica.[131]
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. É dentro da fotosfera que aparecem as manchas estelares, regiões de temperatura menor do que a média.
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 espículas aparecem e as 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, um volume de plasma superaquecido que pode se estender por vários milhões de quilômetros.[134] A existência de uma coroa parece depender de uma zona de convecção nas camadas externas da estrela.[133] 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.
A partir da coroa, um vento estelar de partículas de plasma se expande para fora da estrela, 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.[135]

Caminhos da reação de fusão nuclear

Ver artigos principais: Nucleossíntese estelar e Tokamak
Visão geral da cadeia próton-próton
Visão geral da cadeia próton-próton
O ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio
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 = mc2.[1]
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 de estrelas da sequência principal varia de 4 milhões de kelvin, para uma estrela pequena da classe M, até 40 milhões de kelvin, para uma estrela de grande massa da classe O.[109] No Sol, com um núcleo a 10 milhões de kelvin, o hidrogênio se funde para formar hélio na reação em cadeia próton-próton:[136]
41H → 22H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV)
21H + 22H → 23He + 2γ (5.5 MeV)
23He → 4He + 21H (12.9 MeV)
Essas reações resultam na reação global:
41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)
onde e+ é um pósitron, γ é um fóton de raio gama, νe 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.
Massa estelar mínima requerida para fusão
Elemento Massas
solares
Hidrogênio 0,01
Hélio 0,4
Carbono 5[137]
Neônio 8
Em estrelas com massas maiores, o hélio é produzido em um ciclo de reações catalisadas pelo carbono - o ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio.[136]
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:[136]
4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7.4 MeV
Para a reação global:
34He → 12C + 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 do neônio e de fusão do oxigênio. O estágio final no processo de nucleossíntese estelar é o processo de fusão do silício, que resulta na produção do isótopo estável ferro-56. A fusão não pode avançar mais exceto por um processo endotérmico e, portanto, energia adicional só pode ser produzida pelo colapso gravitacional.[136]
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.[138]
Material
combustível		 Temperatura
(milhões de kelvins)		 Densidade
(kg/cm3)		 Duração da queima
(τ em anos)
H 37 0,0045 8,1 milhões
He 188 0,97 1,2 milhões
C 870 170 976
Ne 1.570 3.100 0,6
O 1.980 5.550 1,25
S/Si 3.340 33.400 0,0315[139]

Ver também

Referências

  1. ↑ a b Bahcall, John N. (2000-06-29). How the Sun Shines. Nobel Foundation. Página visitada em 2006-08-30.
  2. ↑ a b c d Richmond, Michael. Late stages of evolution for low-mass stars. Rochester Institute of Technology. Página visitada em 2006-08-04.
  3. ↑ Stellar Evolution & Death. NASA Observatorium. Página visitada em 2006-06-08.
  4. ↑ a b c Iben, Icko, Jr.. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series 76: 55–114. DOI:10.1086/191565. Bibcode: 1991ApJS...76...55I.
  5. ↑ a b Forbes, George. History of Astronomy. London: Watts & Co., 1909. ISBN 1153627744
  6. ↑ Hevelius, Johannis. Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia. Gdansk: [s.n.], 1690.
  7. ↑ Tøndering, Claus. Other ancient calendars. WebExhibits. Página visitada em 2006-12-10.
  8. ↑ von Spaeth, Ove. (2000). "Dating the Oldest Egyptian Star Map". Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology 42 (3): 159–179.
  9. ↑ North, John. The Norton History of Astronomy and Cosmology. New York and London: W.W. Norton & Company, 1995. 30–31 p. ISBN 0393036561
  10. ↑ Murdin, P.. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. [S.l.: s.n.], November-2000. ISBN 0333750888 Página visitada em 2009-06-02.
  11. ↑ Grasshoff, Gerd. The history of Ptolemy's star catalogue. [S.l.]: Springer, 1990. 1–5 p. ISBN 0387971815
  12. ↑ Pinotsis, Antonios D.. Astronomy in Ancient Rhodes. Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens. Página visitada em 2009-06-02.
  13. ↑ Clark, D. H.; Stephenson, F. R. (June 29, 1981). "The Historical Supernovae". Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute: 355–370, Cambridge, England: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. 
  14. ↑ Zhao, Fu-Yuan; Strom, R. G.; Jiang, Shi-Yang. (2006). "The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova". Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics 6 (5): 635–640. DOI:10.1088/1009-9271/6/5/17.
  15. ↑ Astronomers Peg Brightness of History’s Brightest Star. NAOA News (March 5, 2003). Página visitada em 2006-06-08.
  16. ↑ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (August 30, 2006). Supernova 1054 - Creation of the Crab Nebula. SEDS. University of Arizona.
  17. ↑ Duyvendak, J. J. L.. (April 1942). "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 54 (318): 91–94. DOI:10.1086/125409. Bibcode: 1942PASP...54...91D.
    Mayall, N. U.. (April 1942). "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 54 (318): 95–104. DOI:10.1086/125410. Bibcode: 1942PASP...54...95M.
  18. ↑ Brecher, K.; et al.. (1983). "Ancient records and the Crab Nebula supernova". The Observatory 103: 106–113. Bibcode: 1983Obs...103..106B.
  19. ↑ Kennedy, Edward S.. (1962). "Review: The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory by Aydin Sayili". Isis 53 (2): 237–239. DOI:10.1086/349558.
  20. ↑ Jones, Kenneth Glyn. Messier's nebulae and star clusters. [S.l.]: Cambridge University Press, 1991. p. 1. ISBN 0521370795
  21. ↑ Zahoor, A. (1997). Al-Biruni. Hasanuddin University. Arquivado do original em 2008-06-26. Página visitada em 2007-10-21.
  22. ↑ Montada, Josep Puig (September 28, 2007). Ibn Bajja. Stanford Encyclopedia of Philosophy. Página visitada em 2008-07-11.
  23. ↑ Drake, Stephen A. (August 17, 2006). A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy. NASA HEASARC. Página visitada em 2006-08-24.
  24. ↑ Exoplanets. ESO (July 24, 2006). Página visitada em 2006-10-11.
  25. ↑ Ahmad, I. A.. (1995). "The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization". Vistas in Astronomy 39 (4): 395–403 [402]. ScienceDirect. DOI:10.1016/0083-6656(95)00033-X.
  26. ↑ a b Setia, Adi. (2004). "Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey". Islam & Science 2.
  27. ↑ Proctor, Richard A.. (1870). "Are any of the nebulæ star-systems?". Nature 1 (13): 331–333. DOI:10.1038/001331a0.
  28. ↑ MacDonnell, Joseph. Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics. Fairfield University. Página visitada em 2006-10-02.
  29. ↑ Aitken, Robert G.. The Binary Stars. New York: Dover Publications Inc., 1964. p. 66. ISBN 0486611027
  30. ↑ Michelson, A. A.; Pease, F. G.. (1921). "Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer". Astrophysical Journal 53: 249–259. DOI:10.1086/142603. Bibcode: 1921ApJ....53..249M.
  31. ↑ a b c Unsöld, Albrecht. The New Cosmos. 5th ed. New York: Springer, 2001. 180–185, 215–216 p. ISBN 3540678778
  32. ↑ e. g. Battinelli, Paolo; Demers, Serge; Letarte, Bruno. (2003). "Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31". The Astronomical Journal 125 (3): 1298–1308. DOI:10.1086/346274. Bibcode: 2003AJ....125.1298B.
  33. ↑ "Millennium Star Atlas marks the completion of ESA's Hipparcos Mission", ESA, 1997-12-08. Página visitada em 2007-08-05.
  34. ↑ Villard, Ray; Freedman, Wendy L. (1994-10-26). Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet. Hubble Site. Página visitada em 2007-08-05.
  35. ↑ "Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe", Hubble Site, 1999-05-25. Página visitada em 2007-08-02.
  36. ↑ "UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away.", UBC Public Affairs, 2007-01-08. Página visitada em 2007-08-02.
  37. ↑ Koch-Westenholz, Ulla; Koch, Ulla Susanne. Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination. [S.l.]: Museum Tusculanum Press, 1995. p. 163. vol. 19. ISBN 8772892870
  38. ↑ a b Coleman, Leslie S. Myths, Legends and Lore. Frosty Drew Observatory. Página visitada em 2006-08-13.
  39. ↑ Naming Astronomical Objects. International Astronomical Union (IAU). Página visitada em 2009-01-30.
  40. ↑ Naming Stars. Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). Página visitada em 2009-01-30.
  41. ↑ Lyall, Francis; Larsen, Paul B.. Space Law: A Treatise. [S.l.]: Ashgate Publishing, Ltd, 2009. p. 176. ISBN 0754643905
  42. ↑ Star naming. Scientia Astrophysical Organization. (2005). Página visitada em 2010-06-29.
  43. ↑ Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises. British Library. The British Library Board. Página visitada em 2010-06-29.
  44. ↑ Andersen, Johannes. Buying Stars and Star Names. International Astronomical Union. Página visitada em 2010-06-24.
  45. ↑ a b Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A. I.. (2003). "Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars". The Astrophysical Journal 583 (2): 1024–1039. DOI:10.1086/345408. Bibcode: 2003ApJ...583.1024S.
  46. ↑ Tripathy, S. C.; Antia, H. M.. (1999). "Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius". Solar Physics 186 (1/2): 1–11. DOI:10.1023/A:1005116830445. Bibcode: 1999SoPh..186....1T.
  47. ↑ Woodward, P. R.. (1978). "Theoretical models of star formation". Annual review of astronomy and astrophysics 16 (1): 555–584. DOI:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011. Bibcode: 1978ARA&A..16..555W.
  48. ↑ Smith, Michael David. The Origin of Stars. [S.l.]: Imperial College Press, 2004. 57–68 p. ISBN 1860945015
  49. ↑ Seligman, Courtney. Slow Contraction of Protostellar Cloud. Self-published. Arquivado do original em 2008-06-23. Página visitada em 2006-09-05.
  50. ↑ Bally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. (1996). "The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks". Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995, Space Telescope Science Institute. 
  51. ↑ Smith, Michael David. The origin of stars. [S.l.]: Imperial College Press, 2004. p. 176. ISBN 1860945015
  52. ↑ Megeath, Tom. "Herschel finds a hole in space", ESA, May 11, 2010. Página visitada em 2010-05-17.
  53. ↑ Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G.. (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series 40: 733–791. DOI:10.1086/190603. Bibcode: 1979ApJS...40..733M.
  54. ↑ Wood, B. E.; Müller, H.-R.; Zank, G. P.; Linsky, J. L.. (2002). "Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity". The Astrophysical Journal 574 (1): 412–425. DOI:10.1086/340797. Bibcode: 2002ApJ...574..412W.
  55. ↑ de Loore, C.; de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M.. (1977). "Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind". Astronomy and Astrophysics 61 (2): 251–259. Bibcode: 1977A&A....61..251D.
  56. ↑ The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun. Royal Greenwich Observatory. Página visitada em 2006-09-07.
  57. ↑ Pizzolato, N.; Ventura, P.; D'Antona, F.; Maggio, A.; Micela, G.; Sciortino, S.. (2001). "Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests". Astronomy & Astrophysics 373 (2): 597–607. DOI:10.1051/0004-6361:20010626.
  58. ↑ Mass loss and Evolution. UCL Astrophysics Group (2004-06-18). Arquivado do original em 2004-11-22. Página visitada em 2006-08-26.
  59. ↑ Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E.. (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418. DOI:10.1086/173407. Bibcode: 1993ApJ...418..457S.
  60. ↑ Schröder, K.-P.; Smith, Robert Connon. (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 (1). DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. Bibcode: 2008MNRAS.386..155S. See also Palmer, Jason. "Hope dims that Earth will survive Sun's death", NewScientist.com news service, 2008-02-22. Página visitada em 2008-03-24.
  61. ↑ a b Hinshaw, Gary (2006-08-23). The Life and Death of Stars. NASA WMAP Mission. Página visitada em 2006-09-01.
  62. ↑ What is a star?. Royal Greenwich Observatory. Página visitada em 2006-09-07.
  63. ↑ Liebert, J.. (1980). "White dwarf stars". Annual review of astronomy and astrophysics 18 (2): 363–398. DOI:10.1146/annurev.aa.18.090180.002051. Bibcode: 1980ARA&A..18..363L.
  64. ↑ a b c Introduction to Supernova Remnants. Goddard Space Flight Center (2006-04-06). Página visitada em 2006-07-16.
  65. ↑ Fryer, C. L.. (2003). "Black-hole formation from stellar collapse". Classical and Quantum Gravity 20 (10): S73–S80. DOI:10.1088/0264-9381/20/10/309. Bibcode: 2003CQGra..20S..73F.
  66. ↑ Szebehely, Victor G.; Curran, Richard B.. Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies. [S.l.]: Springer, 1985. ISBN 9027720460
  67. ↑ Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (2006-01-30). Most Milky Way Stars Are Single. Press release. Página visitada em 2006-07-16.
  68. ↑ What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?. Royal Greenwich Observatory. Página visitada em 2006-07-18.
  69. ↑ "Hubble Finds Intergalactic Stars", Hubble News Desk, 1997-01-14. Página visitada em 2006-11-06.
  70. ↑ "Starry Starry Starry Night: Star Count May Triple", NPR, December 1, 2010. Página visitada em 2010-12-07.
  71. ↑ 3.99 × 1013 km / (3 × 104 km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 105 years.
  72. ↑ Holmberg, J.; Flynn, C.. (2000). "The local density of matter mapped by Hipparcos". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 313 (2): 209–216. DOI:10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x. Bibcode: 2000MNRAS.313..209H.
  73. ↑ "Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic", CNN News, 2000-06-02. Página visitada em 2006-07-21.
  74. ↑ Lombardi, Jr., J. C.; Warren, J. S.; Rasio, F. A.; Sills, A.; Warren, A. R.. (2002). "Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers". The Astrophysical Journal 568 (2): 939–953. DOI:10.1086/339060. Bibcode: 2002ApJ...568..939L.
  75. ↑ Frebel, A.; Norris, J. E.; Christlieb, N.; Thom, C.; Beers, T. C.; Rhee, J. "Nearby Star Is A Galactic Fossil", Science Daily, 2007-05-11. Página visitada em 2007-05-10.
  76. ↑ Frebel, Anna, et al. (May, 2007). "Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium". Astrophysical Journal Letters 660 (2): L117–L120. DOI:10.1086/518122. Bibcode: 2007ApJ...660L.117F.
  77. ↑ Naftilan, S. A.; Stetson, P. B. (2006-07-13). How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?. Scientific American. Página visitada em 2007-05-11.
  78. ↑ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C.. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal 482 (1): 420–432. DOI:10.1086/304125. Bibcode: 1997ApJ...482..420L.
  79. ↑ Irwin, Judith A.. Astrophysics: Decoding the Cosmos. [S.l.]: John Wiley and Sons, 2007. p. 78. ISBN 0470013060
  80. ↑ A "Genetic Study" of the Galaxy. ESO (2006-09-12). Página visitada em 2006-10-10.
  81. ↑ Fischer, D. A.; Valenti, J.. (2005). "The Planet-Metallicity Correlation". The Astrophysical Journal 622 (2): 1102–1117. DOI:10.1086/428383. Bibcode: 2005ApJ...622.1102F.
  82. ↑ Signatures Of The First Stars. ScienceDaily (2005-04-17). Página visitada em 2006-10-10.
  83. ↑ Feltzing, S.; Gonzalez, G.. (2000). "The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates". Astronomy & Astrophysics 367 (1): 253–265. DOI:10.1051/0004-6361:20000477. Bibcode: 2001A&A...367..253F.
  84. ↑ Gray, David F.. The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. [S.l.]: Cambridge University Press, 1992. 413–414 p. ISBN 0521408687
  85. ↑ "The Biggest Star in the Sky", ESO, 1997-03-11. Página visitada em 2006-07-10.
  86. ↑ Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M.. (1995). "Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared". Journal of Astrophysics and Astronomy 16. Bibcode: 1995JApAS..16..332R.
  87. ↑ Davis, Kate (2000-12-01). Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis. AAVSO. Arquivado do original em 2006-07-12. Página visitada em 2006-08-13.
  88. ↑ Loktin, A. V.. (September 2006). "Kinematics of stars in the Pleiades open cluster". Astronomy Reports 50 (9): 714–721. DOI:10.1134/S1063772906090058. Bibcode: 2006ARep...50..714L.
  89. ↑ Hipparcos: High Proper Motion Stars. ESA (1999-09-10). Página visitada em 2006-10-10.
  90. ↑ Johnson, Hugh M.. (1957). "The Kinematics and Evolution of Population I Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 69 (406). DOI:10.1086/127012. Bibcode: 1957PASP...69...54J.
  91. ↑ Elmegreen, B.; Efremov, Y. N.. (1999). "The Formation of Star Clusters". American Scientist 86 (3). DOI:10.1511/1998.3.264.
  92. ↑ Brainerd, Jerome James (2005-07-06). X-rays from Stellar Coronas. The Astrophysics Spectator. Página visitada em 2007-06-21.
  93. ↑ Berdyugina, Svetlana V. (2005). Starspots: A Key to the Stellar Dynamo. Living Reviews. Página visitada em 2007-06-21.
  94. ↑ Smith, Nathan. (1998). "The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender". Mercury Magazine 27. Astronomical Society of the Pacific.
  95. ↑ "NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy", NASA News, 2005-03-03. Página visitada em 2006-08-04.
  96. ↑ "Stars Just Got Bigger", European Southern Observatory, 2010-07-21. Página visitada em 2010-17-24.
  97. ↑ "Ferreting Out The First Stars", Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 2005-09-22. Página visitada em 2006-09-05.
  98. ↑ "Weighing the Smallest Stars", ESO, 2005-01-01. Página visitada em 2006-08-13.
  99. ↑ Boss, Alan (2001-04-03). Are They Planets or What?. Carnegie Institution of Washington. Arquivado do original em 2006-09-28. Página visitada em 2006-06-08.
  100. ↑ a b Shiga, David (2006-08-17). Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed. New Scientist. Arquivado do original em 2006-11-14. Página visitada em 2006-08-23.
  101. ↑ "Hubble glimpses faintest stars", BBC, 2006-08-18. Página visitada em 2006-08-22.
  102. ↑ Kwok, Sun. The origin and evolution of planetary nebulae. [S.l.]: Cambridge University Press, 2000. 103–104 p. vol. 33. ISBN 0-521-62313-8
  103. ↑ "Flattest Star Ever Seen", ESO, 2003-06-11. Página visitada em 2006-10-03.
  104. ↑ Fitzpatrick, Richard (2006-02-13). Introduction to Plasma Physics: A graduate course. The University of Texas at Austin. Página visitada em 2006-10-04.
  105. ↑ Villata, Massimo. (1992). "Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 257 (3): 450–454. Bibcode: 1992MNRAS.257..450V.
  106. ↑ "A History of the Crab Nebula", ESO, 1996-05-30. Página visitada em 2006-10-03.
  107. ↑ Strobel, Nick (2007-08-20). Properties of Stars: Color and Temperature. Astronomy Notes. Primis/McGraw-Hill, Inc.. Arquivado do original em 2007-06-26. Página visitada em 2007-10-09.
  108. ↑ Seligman, Courtney. Review of Heat Flow Inside Stars. Self-published. Página visitada em 2007-07-05.
  109. ↑ a b Main Sequence Stars. The Astrophysics Spectator (2005-02-16). Página visitada em 2006-10-10.
  110. ↑ Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A.. Introductory Astronomy & Astrophysics. 4th ed. [S.l.]: Saunders College Publishing, 1998. p. 321. ISBN 0030062284
  111. ↑ Roach, John. "Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind", National Geographic News, 2003-08-27. Página visitada em 2006-06-13.
  112. ↑ The Colour of Stars. Australian Telescope Outreach and Education. Página visitada em 2006-08-13.
  113. ↑ "Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun", Hubble News Desk, 2004-07-15. Página visitada em 2006-05-24.
  114. ↑ Garnett, D. R.; Kobulnicky, H. A.. (2000). "Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation". The Astrophysical Journal 532 (2): 1192–1196. DOI:10.1086/308617.
  115. ↑ Staff. "Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator", National Optical Astronomy Observatory, 2006-01-10. Página visitada em 2007-11-18.
  116. ↑ Michelson, A. A.; Pease, F. G.. (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews in Solar Physics. Max Planck Society.
  117. ↑ Manduca, A.; Bell, R. A.; Gustafsson, B.. (1977). "Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres". Astronomy and Astrophysics 61 (6): 809–813. Bibcode: 1977A&A....61..809M.
  118. ↑ Chugainov, P. F.. (1971). "On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars". Information Bulletin on Variable Stars 520: 1–3. Bibcode: 1977A&A....61..809M.
  119. ↑ Magnitude. National Solar Observatory—Sacramento Peak. Arquivado do original em 2008-02-06. Página visitada em 2006-08-23.
  120. ↑ a b Luminosity of Stars. Australian Telescope Outreach and Education. Página visitada em 2006-08-13.
  121. ↑ Hoover, Aaron (2004-01-05). Star may be biggest, brightest yet observed. HubbleSite. Arquivado do original em 2007-08-07. Página visitada em 2006-06-08.
  122. ↑ Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397. HubbleSite (2006-08-17). Página visitada em 2006-06-08.
  123. ↑ Smith, Gene (1999-04-16). Stellar Spectra. University of California, San Diego. Página visitada em 2006-10-12.
  124. ↑ Fowler, A.. (1891–2). "The Draper Catalogue of Stellar Spectra". Nature, a Weekly Illustrated Journal of Science 45: 427–8.
  125. ↑ Jaschek, Carlos; Jaschek, Mercedes. The Classification of Stars. [S.l.]: Cambridge University Press, 1990. 31–48 p. ISBN 0521389968
  126. ↑ a b c MacRobert, Alan M. The Spectral Types of Stars. Sky and Telescope. Página visitada em 2006-07-19.
  127. ↑ White Dwarf (wd) Stars. White Dwarf Research Corporation. Página visitada em 2006-07-19.
  128. ↑ a b c d Types of Variable. AAVSO (May 11, 2010). Página visitada em 2010-08-20.
  129. ↑ Cataclysmic Variables. NASA Goddard Space Flight Center (2004-11-01). Página visitada em 2006-06-08.
  130. ↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia. Stellar Interiors. [S.l.]: Springer, 2004. 32–33 p. ISBN 0387200894
  131. ↑ a b c Schwarzschild, Martin. Structure and Evolution of the Stars. [S.l.]: Princeton University Press, 1958. ISBN 0-691-08044-5
  132. ↑ Formation of the High Mass Elements. Smoot Group. Página visitada em 2006-07-11.
  133. ↑ a b What is a Star?. NASA (2006-09-01). Página visitada em 2006-07-11.
  134. ↑ ESO (2001-08-01). The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT. Press release. Página visitada em 2006-07-10.
  135. ↑ Burlaga, L. F.; Ness, N. F.; Acuña, M. H.; Lepping, R. P.; Connerney, J. E. P.; Stone, E. C.; McDonald, F. B.. (2005). "Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields". Science 309 (5743): 2027–2029. DOI:10.1126/science.1117542. PMID 16179471.
  136. ↑ a b c d 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.. (1999). "Synthesis of the elements in stars: forty years of progress" (PDF). Reviews of Modern Physics 69 (4): 995–1084. DOI:10.1103/RevModPhys.69.995.
  137. ↑ Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C.. (2000). "Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 Msun, and from Z=0.0004 to 0.03". Astronomy and Astrophysics Supplement 141 (3): 371–383. DOI:10.1051/aas:2000126.
  138. ↑ Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A.. (2002). "The evolution and explosion of massive stars". Reviews of Modern Physics 74 (4): 1015–1071. DOI:10.1103/RevModPhys.74.1015. Bibcode: 2002RvMP...74.1015W.
  139. ↑ 11,5 dias é 0,0315 ano
Postado por às

Nenhum comentário:

Postar um comentário

Assinar: Postar comentários (Atom)