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

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⁺ + 2ν_e (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 + 2ν_e (26.7 MeV)

onde e⁺ é um pósitron, γ é um fóton de raio gama, ν_e 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

• Constelação
• Dinâmica estelar
• Estrela escura
• Lista das maiores estrelas conhecidas