Nova

    Uma nova é uma explosão nuclear cataclísmica em uma estrela, causada pela acreção de hidrogênio à superfície de uma anã branca, levando à ignição e iniciando a fusão nuclear. As novas não devem ser confundidas com as supernovas ou as novas luminosas vermelhas.

     Se uma anã branca possui uma companheira próxima que ultrapassa o seu lobulo de Roche, a anã branca vai acretar continuamente gás proveniente da atmosfera externa da companheira. A companheira pode ser uma estrela da sequência principal ou estar envelhecendo e se expandindo para se tornar uma gigante vermelha. Os gases capturados consistem basicamente de hidrogênio e hélio, os dois principais constituintes da matéria ordinária no universo. Os gases são compactados na superfície da anã branca pela sua intensa gravidade, comprimidos e aquecidos a temperaturas muito altas, à medida que matéria adicional é absorvida. A anã branca consiste de matéria degenerada, portanto não se expande com o aquecimento. A dependência da taxa de fusão do hidrogênio em relação à temperatura faz com que somente quando ele é comprimido e aquecido na superfície da estrela à temperatura de cerca de 20 milhões de kelvins é que a reação de fusão nuclear ocorre. A essa temperatura, o hidrogênio se queima através do ciclo CNO. 
   Para os parâmetros da maioria de sistemas binários, a queima do hidrogênio é termicamente instável e rapidamente converte uma grande quantidade do hidrogênio em outros elementos mais pesados, numa reação de fuga. A fusão do hidrogênio pode ocorrer de modo estável na superfície, mas somente para uma faixa estreita de taxas de acreção. A enorme quantidade de energia liberada por este processo expulsa os gases remanescentes da superfície da anã branca e produz uma explosão de luz extremamente brilhante. A elevação até o brilho máximo pode ser muito rápida ou gradual, o que está relacionado com a classe de velocidade da nova; depois do pico, o brilho decai de forma constante. O tempo para uma nova decair em 2 ou 3 magnitudes a partir do brilho óptico máximo é usado para classificar a nova pela sua classe de velocidade. Uma nova rápida tipicamente leva menos de 25 dias para decair em 2 magnitudes, enquanto uma nova lenta leva acima de 80 dias.

     A despeito da sua violência, a quantidade de material ejetado em novas é normalmente de apenas cerca de 1/10.000 da massa solar, muito pouco em relação à massa da anã branca. Além disso, somente cinco por cento da massa acretada é fundida para formar a explosão. Entretanto, a energia é suficiente para ejetar a matéria a velocidades de milhares de quilômetros por segundo - maior para novas rápidas do que para as lentas - com um correspondente aumento de luminosidade de algumas vezes a do Sol para até 50 mil a 100 mil vezes a do Sol. Em 2010, cientistas usando o Telescópio  Espacial Fermi de Raios Gama (GLAST), da NASA, foram surpreendidos ao descobrir, pela primeira vez, que uma nova também pode emitir raios gama (> 100 MeV).
 
   Uma nova de hélio é uma categoria proposta de explosão de nova que não possui linhas de hidrogênio no espectro. Isto pode ser causado pela explosão de uma camada de hélio em uma anã branca, e foi proposto por Kato, Saio e Hachisu em 1989. A primeira candidata de nova de hélio a ser observada foi V445 Puppis, em 2000. Depois disso, outras quatro explosões de novas foram propostas como novas de hélio.

    Uma anã branca pode gerar múltiplas novas ao longo do tempo, à medida que hidrogênio adicional continua a ser acretado em sua superfície, proveniente de sua estrela companheira. Um exemplo é RS Ophiuchi, que se sabe ter explodido seis vezes (em 1989, 1933, 1958, 1967, 1985 e 2006). Ao final, a anã branca pode explodir como uma supernova tipo Ia, se ela exceder o limite de Chandrasekhar.

    Ocasionalmente, uma nova é suficientemente brilhante para ser visível a olho nu. O exemplo recente mais brilhante foi Nova Cygni 1975, que apareceu em 29 de agosto de 1975, na constelação de Cygnus, cerca de cinco graus ao norte de Deneb, que atingiu magnitude 2,0 (quase tão brilhante quanto Deneb). A mais recente foi V1280 Scorpii, que atingiu magnitude 3,7 em 17 de fevereiro de 2007.

Nebulosas

                                             Nebulosa Rousette


  As nebulosas são nuvens de poeira, hidrogênio e plasma. São constantemente regiões de formação estelar, como a Nebulosa da Águia. Esta nebulosa forma uma das mais belas e famosas fotos da NASA, "Os Pilares da Criação". Como o processo de formação das estrelas é muito violento, os restos de materiais lançados ao espaço por ocasião da grande explosão formam um grande número de planetas e de sistemas planetários.

   Nebulosas de emissão são nuvens de gás com temperatura alta. Os átomos na nuvem são energizados por luz ultravioleta de uma estrela próxima e emitem radiação quando decaem para estados de energia mais baixos (luzes de néon brilham praticamente da mesma maneira). Nebulosas de emissão são geralmente vermelhas, por causa do hidrogênio, o gás mais comum do Universo e que comumente emite luz vermelha.


  Nebulosas de reflexão são nuvens de poeira que simplesmente refletem a luz de uma estrela ou estrelas próximas. Nebulosas de reflexão são geralmente azuis porque a luz azul é espalhada mais facilmente.


   Nebulosas de emissão e de reflexão são geralmente vistas juntas e são às vezes chamadas de nebulosas difusas.


   Existem também as Nebulosas escuras, elas são nuvens de gás e poeira que impedem quase completamente a luz de passar por elas, são identificadas pelo contraste com o céu ao redor delas, que é sempre mais estrelado ou luminoso. Elas podem estar associadas à regiões de formação estelar. Exemplos são a nebulosa saco de carvão e a nebulosa cabeça de cavalo.


   As Nebulosas planetárias receberam esse nome de William Herschel porque quando foram vistas ao telescópio pela primeira,elas vez se pareciam com um planeta, posteriormente se descobriu que elas eram causadas por material ejetado de uma estrela central, que pode ter explodido como uma supernova. Este material é iluminado pela estrela central e brilha, podendo ser observado um espectro de emissão. A estrela central normalmente termina como uma anã branca.

Gigantes Vermelhas

  Uma gigante vermelha é uma estrela gigante luminosa de massa pequena ou intermediária (entre 0,5 e 10 massas solares), numa fase avançada da evolução estelar. A atmosfera exterior é inflada e tênue, fazendo com que o raio seja imenso e a temperatura superficial seja baixa (abaixo de 5000 K). A aparência da gigante vermelha é de amarelo-laranja a vermelha, incluindo os tipos espectrais K e M, mas também as estrelas classe S e a maioria das estrelas de carbono.

   As gigantes vermelhas mais comuns são as chamadas estrelas do ramo das gigantes vermelhas (estrelas RGB), cujas cascas ainda estão fundido hidrogênio em hélio, enquanto o núcleo é de hélio inerte. Outro caso de gigantes vermelhas são as estrelas do ramo gigante assimptótico (AGB), que produzem carbono a partir do hélio pelo processo triplo-Alpha. As estrelas de carbono do tipo C-N e C-R avançadas pertencem ao ramo AGB.

  Dentre as gigantes vermelhas importantes no céu noturno incluem-se Aldebarã (Alpha Tauri), Arcturo (Alpha Bootis) e Gamma Crucis (Gacrux), enquanto as ainda maiores Antares (Alpha Scorpii) e Betelgeuse (Alpha Orionis) são supergigantes vermelhas.

  Gigantes vermelhas são estrelas com raios dezenas ou centenas de vezes maiores do que o do Sol, que exauriram o estoque de hidrogênio em seus núcleos e passaram a fundir o hidrogênio em uma casca externa ao núcleo. Acredita-se que as estrelas da sequência principal com tipos espectrais de A a K venham a se tornar gigantes vermelhas.

   Na verdade, as gigantes vermelhas não são grandes esferas vermelhas com limites pronunciados, como se vê em muitas representações. Devido à densidade muito baixa, essas estrelas não têm uma fotosfera bem definida, e sim um corpo estelar que gradualmente se torna uma coroa.

Estrelas variáveis

                  Porcentagem de estrelas variáveis no diagrama HR, descobertas pelo satélite Hipparcos.

    Em Astronomia, damos o nome de “estrelas variáveis” a alguns tipos específicos de estrelas cujo brilho varia consideravelmente num intervalo inferior a cem anos. As razões desta variabilidade são muitas, destacando as seguintes:

   Estrelas variáveis pulsantes apresentam variabilidade em decorrência da pulsação de sua camada superficial. Tais pulsações modulam sua luminosidade, desencadeando variações periódicas em escalas de tempo que variam de minutos a até mesmo séculos. Um exemplo é a estrela Delta Cephei. É importante não confundir as variáveis pulsantes com pulsares – são coisas diferentes!

   Estrelas variáveis rotacionais apresentam distribuição superficial de brilho não-uniforme. A variabilidade decorre da rotação axial da estrela em relação ao observador. A distribuição não-uniforme pode ser desencadeada por vários fatores, tais quais a presença de manchas ou mesmo pela falta de uniformidade termoquímica na estrela.

   Estrelas variáveis eruptivas apresentam variabilidade em decorrência de erupções que ocorrem na cromosfera estelar. As mudanças de luminosidade, neste caso, são acompanhadas da ejeção de matéria na forma de vento estelar. Um exemplo muito “famoso” é a estrela Eta Carinae.

   Estrelas variáveis eclipsantes apresentam variabilidade por conta de fatores externos à estrela. A variabilidade pode ser decorrente de um eclipse, e tal eclipse pode ser desencadeado por uma estrela próxima que forme um sistema binário ou mesmo por uma superterra, que oblitere periodicamente o brilho de sua estrela-mãe. Algol é uma estrela variável eclipsante.

   Fontes de Raios-X são sistemas binários estelares em que um dos componentes é uma estrela compacta quente (exemplos: anãs brancas, buracos negros ou estrelas de nêutrons) que são fontes emissoras de raios-X.

   Estrelas variáveis cataclísmicas são sistemas compostos por uma estrela próxima da sequência principal (ou seja, uma estrela cujo raio é parecido com o do nosso Sol), uma anã branca e um disco de acréscimo. A interação entre tais elementos desencadeia explosões constantes que fazem a nossa percepção do brilho variar.

Binária Eclipsante

                                      
   Uma estrela binária eclipsante, ou algólida, é uma estrela binária em que o plano de órbita das duas estrelas se aproxima de tal forma da linha de visão do observador que as componentes passam por eclipses mútuos. As estrelas deste tipo que são também binárias espectroscópicas e em que se conhece a paralaxe do sistema tornam-se importantes no que diz respeito à análise estelar.  
   A binárias eclipsantes são estrelas variáveis, não porque a luz de cada uma das estrelas componentes varie, mas por causa do movimento eclipsante. A estrela mais notável deste grupo é Algol, conhecida como "estrela demónio" pelos Árabes, provavelmente porque terão notado a sua insólita variação de luminosidade.   
   A curva de luz de uma binária eclipsante é caracterizada por períodos de luz praticamente constante com descidas abruptas na intensidade. Se uma das estrelas tiver maior dimensão que a outra, uma será obscurecida periodicamente por um eclipse total enquanto que a outra será obscurecida por um eclipse anular.
   O período orbital de uma binária eclipsante pode ser determinado pelo estudo da curva de luz. Os tamanhos relativos de cada uma das estrelas podem ser determinados em termos de raios de órbita, a partir da observação da velocidade com que a luminosidade varia quando o disco da estrela mais próxima se sobrepõe ao disco da estrela mais distante. Se for uma estrela binária espectroscópica, também poderão ser determinados os elementos orbitais e, de forma relativamente fácil, a massa das estrelas, o que significa que se poderá também determinar as densidades relativas de cada uma.

Anã vermelha

   As anãs vermelhas são estrelas de muito baixa massa, inferior a 40% da massa do Sol. A sua temperatura à superfície é relativamente baixa e a energia é gerada a um ritmo lento pela fusão nuclear do hidrogênio em hélio através da cadeia próton-próton. Consequentemente, estas estrelas emitem pouca luz, com uma luminosidade que em alguns casos apenas atinge 1/10 000 da luminosidade solae. Até mesmo a anã vermelha maior tem somente cerca de 10% da luminosidade do Sol.  Em geral, nas anãs vermelhas, o transporte de energia do interior para a superfície é por convecção. Isto ocorre porque a radiação é muito difícil, devido à opacidade do interior, que tem uma densidade relativamente alta comparada com a temperatura e é mais difícil para os fótons  viajarem para a superfície, de modo que a convecção torna-se mais eficiente para a transmissão da energia.
  Ao serem as anãs vermelhas totalmente convectivas, o hélio não se aglomera no núcleo e, comparado com estrelas maiores, como o Sol, podem queimar uma proporção maior do seu hidrogênio antes de abandonar a sequência principal. O resultado é que a vida estimada das anãs vermelhas supera a idade estimada do Universo, possivelmente de 200 000 milhões a vários bilhões de anos, pelo qual as estrelas com menos de 0,8 massas solares não tiveram tempo de deixar a sequência principal. 
   As anãs vermelhas de menor massa têm vidas ainda mais longas, o que implica que a sua evolução tem de se estudar mediante modelos matemáticos ao não dispor de suficientes dados por observação.  Tais modelos sugestionam que a massa mínima das estrelas que se podem tornar em gigantes vermelhas é de 0,25 massas solares; as de massa inferior aumentam a sua temperatura superficial -e, portanto, a sua luminosidade- sem aumentarem o seu tamanho, tornando-se anãs azuis, e daí finalmente em anãs brancas. 
    Este processo é muito lento e tanto mais quanto menor seja a massa da estrela, estimando-se que, por exemplo, uma de 0,25 massas solares permanece mil milhões de anos na sequência principal, e as menores existentes atualmente, de 0,08 massas solares, 12 mil milhões de anos.  Para uma estrela de 0,16 massas solares, por exemplo, acredita-se que a fase de anã azul chegaria após algo mais de 2,5 bilhões de anos na sequência principal, e duraria cerca de 5 mil milhões de anos, durante os quais a estrela terá 1/3 da luminosidade do Sol e uma temperatura superficial que chegará até cerca de 8500 kelvins no final desta fase, pelo qual se houver planetas em órbita em redor desta e que até então tivessem temperaturas baixas, poderiam descongelar-se e dar novamente uma oportunidade a que a vida florescesse.   
    O fato de as anãs vermelhas e outras estrelas de massa baixa permanecerem na sequência principal enquanto as estrelas mais massivas a abandonaram, permite estimar a idade dos aglomerados estelares, encontrando a massa a partir da qual as estrelas deixaram a sequência principal. Isto proporciona um limite inferior para a idade do Universo, bem como permite colocar escalas de tempo de formação nas estruturas existentes dentro da Via Látea, tais como o halo galático e o disco galático.  Um mistério ainda não solucionado desde 2007 é a ausência de anãs vermelhas sem metais, entendendo por metal qualquer elemento mais pesado que o hidrogênio ou o hélio. 
   O modelo do Big Bang predisse que a primeira geração de estrelas somente deveria ter hidrogênio, hélio e traças de lítio. Se entre estas estrelas existissem anãs vermelhas, estas ainda deveriam ser observáveis na atualidade, mas nenhuma foi identificada ainda. A explicação preferida consiste em que, sem elementos pesados, apenas podem formarem-se estrelas grandes de População III (ainda não descobertas), que depressa fusionam elementos pesados que depois são incorporados na formação das anãs vermelhas. Outras explicações alternativas, como que as anãs vermelhas de idade zero na sequência principal são ténues e muito escassas, são considerados muito menos prováveis, pois parece que entram em conflito com os modelos de evolução estelar.
   As anãs vermelhas são a classe de estrelas mais comum na galáxia, pelo menos na vizinhança do Sistema Solar. Próxima Centauri, a estrela mais próxima ao Sol, é uma anã vermelha de tipo espectral M5 e magnitude aparente 11,05; das trinta estrelas mais próximas, vinte são anãs vermelhas. Contudo, devido à sua baixa luminosidade, as anãs vermelhas não pode ser observadas facilmente às distâncias interestelares nas quais sim observamos outras classes de estrelas; de fato, nenhuma anã vermelha é visível à simples vista.

Anã Branca

Comparação entre a Terra e uma Anã Branca

  Anã Branca  é o nome dado a um tipo de estrela muito menor que as estrelas comuns e com um brilho pequeno se comparado às demais. Ela representa o estágio após a morte de uma estrela que não era massiva o suficiente para virar uma supernova, e que acabou se transformando em uma nebulosa planetária.

  As estrelas menos massivas como o nosso sol, por exemplo, ao consumir todo o hidrogênio de seu núcleo transformando-o em materiais mais pesados (como o carbono) podem se transformar em um tipo de estrelas conhecidas como Gigantes Vermelhas, compostas por um núcleo pequeno a bastante denso de carbono e camadas externas mais difusas onde ainda existe hélio e hidrogênio em fusão.

  
  Mas, estas gigantes vermelhas não são grandes o suficiente para produzir o calor necessário e continuar fundindo o material do núcleo em outro ainda mais denso. Mesmo assim, o tamanho do núcleo continua diminuindo. Desta forma, a densidade e pressão no núcleo aumentam cada vez mais.                                            

  Quando não é mais possível que o núcleo diminua, ele se estabiliza a uma densidade de aproximadamente 1010 kg/m³ , mas a parte mais externa da estrela, continua liberando energia e consumindo e hélio. Essa camada mais externa se torna instável com o aumento de radiação e aumenta drasticamente de tamanho a uma velocidade de dezenas de km/s transformando-se em uma imensa nuvem composta por materiais que antes compunham a estrela original e produtos de sua fusão.

  
  Neste momento, a ex-gigante vermelha é agora duas coisas diferentes: uma imensa nuvem difusa e fria chamada de nebulosa planetária e um pequeno corpo celeste composto por um núcleo de carbono e ainda algum hélio e hidrogênio em fusão na crosta. Esse corpo celeste é a chamada Anã-branca.