Universo da Astronomia

As estrelas diferem na sua massa, composição e brilho absoluto (não o brilho aparente, que varia com a sua distância ao ponto de observação). Ao longo da vida de uma estrela, a sua massa e composição se alteram gradativamente devido aos processo de fusão nuclear.

Segue-se uma pequena lista de alguns dos objectos estelares mais "exóticos":

* anã castanha (ou anã marrom): um objeto sub-estelar em que não tem lugar a fusão de hidrogénio, mas que brilha em infravermelhos e no vermelho devido a alguns outros tipos de reações nucleares e ao calor interno.
* anã branca: resultado final da vida de uma estrela de média grandeza, uma anã branca é o núcleo que resta da estrela depois que ela ejeta as suas camadas exteriores.
* Gigante Vermelha: é quando a estrela está em sua última fase de vida, após converter quase todo Hidrogênio em seu interior em Hélio, sua gravidade aumenta, assim também sua temperatura e começa uma nova fase fusão nuclear de átomos mais pesados.
* estrela de nêutrons: o que resta depois da explosão de uma supernova. É um objecto extremamente denso, mas não tanto como um buraco negro. É capaz de criar uma grande curva na luz que transita perto, porém não a retém completamente. Se continuar absorvendo matéria, pode evoluir para um buraco negro.
* buraco negro: objecto cuja gravidade é tão intensa que nem a luz lhe consegue escapar, e que pode ser formado a partir de explosões de estrelas supermassivas, que colapsam num buraco negro.

Existem diferentes classificações de estrelas. Numa classificação comum, as estrelas vão do tipo O que são muito grandes e brilhantes, até M que são de tamanho apenas suficiente para iniciar a ignição das reações termonucleares com o hidrogênio. As estrelas mais comuns de nossa galáxia são classificadas de acordo com as classes O, B, A, F, G, K, M, estabelecidas por Annie Jump Cannon (1863-1941), a partir de critérios de classificação desenvolvidos no Harvard College observatory (Observatório da Faculdade de Harvard). Posteriormente, Cecilia Payne mostrou que essa seqüência classificatória corresponde a uma sequencia de temperatura superficial estelar, onde as estrelas O são mais quentes do que as B, as quais são mais quentes do que as A, e assim por diante.

As classes estelares R, N e S foram introduzidas por Morgan e Keenan, para a classificação de estrelas carbonadas. Sua definição nunca foi muito clara e seu uso não se difundiu entre os profissionais. Posteriormente, as classes R e N foram reagrupadas na classe C.

Além dessas, reconhecem-se atualmente mais três classes estelares: W, L, T. As estrelas W, também chamadas de Wolf-Rayet, são estrelas muito massivas, mais quentes do que as estrelas O. As classes L e T, por sua vez, correspondem ao extremo de baixa temperatura superficial. Estrelas de classe T são, na realidade, consideradas anãs marrons.

Cada classe tem 9 subclassificações numéricas (0-9). Nosso Sol é uma estrela de classe G, subclassificação 2: notado dessa forma como G2.

No diagrama HR, a maior parte das estrelas encontra-se na faixa conhecida como sequência principal, que relaciona a magnitude absoluta e tipo espectral das estrelas que queimam hidrogênio em seu núcleo.

O Sol é tomado com uma estrela padrão nesse sistema (Luminosidade = 1) não porque seja especial em algum sentido, apenas porque é a estrela mais próxima e melhor estudada que conhecemos, e a maior parte das características de outras estrelas é geralmente dada em unidades solares.

Por exemplo, a massa do Sol é

MSol = 1.9891 × 1030 kg

e as massas de outras estrelas são dadas em termos de massa solar, MSol.