que seriam esperadas pela conservacao do momento angular - a tendencia de um corpo em rotacao de compensar a reducao de tamanho com o aumento da sua velocidade. Uma grande parte do momento angular da estrela e dissipada como resultado da perda de massa pelo vento estelar. [106] Apesar disso, a velocidade de rotacao de um pulsar pode ser muito alta. O pulsar no coracao da nebulosa do Caranguejo, por exemplo, gira 30 vezes por segundo. [107] A velocidade de rotacao do pulsar vai se reduzir gradualmente devido a emissao de radiacao.[editar] TemperaturaA temperatura superficial de uma estrela da sequencia principal e determinada pela taxa de producao de energia no nucleo e o raio da estrela, e e frequentemente estimada com base no indice de cor da estrela. [108] Ela e normalmente indicada pela temperatura efetiva, que e a temperatura de um corpo negro ideal que irradia sua energia na mesma luminosidade por unidade de area da superficie da estrela. Ressalte-se, entretanto, que a temperatura efetiva e apenas um valor representativo, uma vez que as estrelas, na realidade, apresentam um gradiente de temperatura que diminui com o aumento da distancia para o nucleo. [109] A temperatura na regiao do nucleo de uma estrela e de varios milhoes de kelvin. [110]A temperatura estelar determina a taxa de energizacao ou ionizacao de diferentes elementos, resultando em linhas de absorcao caracteristicas no espectro. A temperatura superficial de uma estrela, junto com sua magnitude absoluta visual e caracteristicas de absorcao, sao usadas para classificar uma estrela (ver a classificacao abaixo). [31]Estrelas da sequencia principal com grandes massas podem ter temperaturas superficiais de 50.000 K. Estrelas menores como o Sol tem temperaturas superficiais de alguns milhares de kelvin. Gigantes vermelhas tem temperaturas superficiais relativamente baixas, de cerca de 3.600 K, mas elas tambem tem alta luminosidade devido a sua grande superficie exterior. [111][editar] RadiacaoA energia produzida pelas estrelas, como subproduto da fusao nuclear, irradia para o espaco como radiacao eletromagnetica e como radiacao corpuscular. A radiacao corpuscular emitida por uma estrela se manifesta como o vento estelar[112] (que existe como um fluxo continuo de particulas eletricamente carregadas, como protons livres e particulas alfa e beta, emanado das camadas exteriores da estrela) e como um fluxo continuo de neutrinos, emanado do nucleo da estrela.A producao de energia no nucleo e a razao pela qual as estrelas sao tao brilhantes: toda vez que dois ou mais nucleos atomicos de um elemento se fundem para formar um nucleo atomico de um novo elemento mais pesado, fotons de raios gama sao liberados da reacao de fusao nuclear. Esta energia e convertida em outras formas de energia eletromagnetica, incluindo luz visivel, ate o momento em que ela atinge as camadas exteriores da estrela.A cor de uma estrela, determinada pela frequencia de pico da luz visivel, depende da temperatura das camadas exteriores da estrela, inclusive sua fotosfera. [113] Alem da luz visivel, as estrelas emitem formas de radiacao eletromagnetica que sao invisiveis para o olho humano. Na verdade, a radiacao eletromagnetica estelar compreende todo o espectro eletromagnetico, desde os comprimentos de onda maiores