b'\n_START_ARTICLE_\nEstrutura estelar\n_START_PARAGRAPH_\nO modelo mais simples de estrutura estelar \xc3\xa9 a aproxima\xc3\xa7\xc3\xa3o quase-est\xc3\xa1tica de simetria esf\xc3\xa9rica. O modelo assume que a estrela se situa muito pr\xc3\xb3xima de una situa\xc3\xa7\xc3\xa3o de equil\xc3\xadbrio hidrost\xc3\xa1tico no qual apenas h\xc3\xa1 movimentos verticais n\xc3\xadtidos e, por sua vez, tamb\xc3\xa9m se considera que a forma do astro possui simetria esf\xc3\xa9rica. Todo isto \xc3\xa9 em ess\xc3\xaancia correto para a grande maioria das estrelas observ\xc3\xa1veis._NEWLINE_Todas as estrelas que se mant\xc3\xa9m ativas possuem um n\xc3\xbacleo no qual realizam as rea\xc3\xa7\xc3\xb5es de fus\xc3\xa3o nuclear e um manto atrav\xc3\xa9s do qual o calor e a radia\xc3\xa7\xc3\xa3o s\xc3\xa3o transportados mediante processos de radia\xc3\xa7\xc3\xa3o e convec\xc3\xa7\xc3\xa3o. Finalmente est\xc3\xa1 a camada mais superficial das estrellas, sua atmosfera. Nela se produzem os fen\xc3\xb4menos vis\xc3\xadveis tais como protuber\xc3\xa2ncias solares, eje\xc3\xa7\xc3\xb5es de massa coronal, manchas solares, etc. Todas estas camadas mudar\xc3\xa3o de tamanho e e inclusive sua disposi\xc3\xa7\xc3\xa3o ao longo do ciclo evolutivo da estrela.\n_START_SECTION_\nAproxima\xc3\xa7\xc3\xa3o a um g\xc3\xa1s ideal\n_START_PARAGRAPH_\nDado que o material estelar se encontra altamente ionizado, se pode consider\xc3\xa1-lo como um g\xc3\xa1s ideal, inclusive a press\xc3\xb5es t\xc3\xa3o elevadas. A raz\xc3\xa3o estrita em que o plasma de part\xc3\xadculas ocupa muito menos espa\xc3\xa7o que os \xc3\xa1tomos e mol\xc3\xa9culas inteiros. Este fato se comprender\xc3\xa1 facilmente se leva-se em conta que um \xc3\xa1tomo com a nuvem eletr\xc3\xb4nica completa ocupa 50.000 vezes mais que o n\xc3\xbacleo at\xc3\xb3mico dela desprovido. Os \xc3\xadons se movem livremente apenas com intera\xc3\xa7\xc3\xa3o entre eles. Assim, o comportamento termodin\xc3\xa2mico deste fluido (plasma) se rege pelas equa\xc3\xa7\xc3\xb5es dos gases ideais: P \\mu = \\rho R T \\,\\!_NEWLINE_Onde P \xc3\xa9 a press\xc3\xa3o, \xce\xbc o peso molecular m\xc3\xa9dio por part\xc3\xadcula, \xcf\x81 a densidade, R a constante universal dos gases e T sua temperatura.'