O que são estrelas da sequência principal é Qual a relação entre a massa e a vida de uma estrela

O diagrama Hertzsprung-Russell mostra as estrelas. No eixo x, o índice de cor (BV); no eixo y, a magnitude absoluta . A sequência principal é vista como uma faixa diagonal marcada que vai do canto superior esquerdo ao canto inferior direito. Este diagrama representa 22.000 estrelas do catálogo Hipparcos , bem como 1.000 estrelas de baixa luminosidade (anãs vermelhas ou brancas) retiradas do catálogo Gliese de estrelas próximas .

Em astronomia , a sequência principal é uma faixa contínua e muito distinta de estrelas que aparecem em diagramas onde a abscissa é o índice de cor B-V  e a ordenada a luminosidade ou, inversamente, a magnitude absoluta das estrelas. Esses diagramas de luminosidade de cor são conhecidos como " diagramas Hertzsprung-Russell ", em  homenagem a  seus co-inventores Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell . As estrelas desta banda são conhecidas como as estrelas da série principal , ou "estrelas anãs". Assim, aproximadamente 90% das estrelas observadas acima de 0,5  M ☉ estão na sequência principal [ref. necessário] .

A sequência principal também designa o estágio principal da evolução de uma estrela  : é durante este período que suas características correspondem às da sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell e que é ali representado.

A alta proporção de estrelas na sequência principal se deve ao fato de essa sequência corresponder à fase de fusão do hidrogênio em hélio, que dura a maior parte da vida total da estrela (devido à preponderância do hidrogênio na composição inicial, e também porque a fusão do hidrogênio em hélio é a mais exoenergética das reações de fusão nuclear).

História

No início do XX °  século, começamos a ter informações mais confiáveis sobre os tipos e distâncias de estrelas  : eles mostraram espectros (na época, a sua parte visível ) de estruturas diferentes. Annie Jump Cannon e Edward Charles Pickering , no Harvard College Observatory ( Harvard University Observatory ), então deduziram um método de classificação, conhecido como Harvard Classification Scheme , publicado nos Annals of Harvard em 1901.

Em Potsdam , em 1906, o astrônomo dinamarquês Ejnar Hertzsprung notou que as estrelas mais vermelhas , classificadas como K e M no diagrama de Harvard, podem ser subdivididas em dois grupos bem separados:

• aqueles que são muito mais brilhantes do que o Sol, que ele chama de "gigantes"
• e aqueles que são muito menos, os "anões"

No ano seguinte, ele começou a estudar aglomerados de estrelas  ; isto é, grandes amostras de estrelas que estão aproximadamente à mesma distância (a característica de um aglomerado é agrupar muitas estrelas em um pequeno espaço). Ele publica os primeiros diagramas de luminosidade versus cores para essas estrelas. Esses diagramas mostram uma série clara e contínua de estrelas, que ele chama de “seqüência principal”.

Na Universidade de Princeton , Henry Norris Russell continuou sua pesquisa na mesma direção. Ele estuda a relação entre classificação espectral e luminosidade absoluta, magnitude absoluta . Para esse fim, ele usa uma amostra de estrelas de paralaxe confiáveis, muitas das quais foram classificadas em Harvard. Quando ele classifica os tipos espectrais dessas estrelas de acordo com sua magnitude absoluta, ele descobre que as estrelas anãs seguem uma relação bem definida. Isso permite que ele preveja a magnitude absoluta de uma estrela com relativa precisão.

Entre as estrelas vermelhas observadas por Hertzsprung, as anãs também seguem a relação cor-luminosidade descoberta por Russell. Mas como os gigantes são muito mais brilhantes do que os anões, eles não seguem a mesma relação. Russell propõe que "estrelas gigantes devem ter baixa densidade, ou alta luminosidade superficial, e vice-versa para estrelas anãs . " O mesmo diagrama também mostra que existem algumas raras estrelas brancas que são mal iluminadas.

Foi em 1933 que Bengt Strömgren introduziu a expressão “diagrama de Hertzsprung-Russell” para designar um diagrama que mostra a luminosidade em função da classe espectral . Este nome refere-se ao desenvolvimento desta técnica, em paralelo por Hertzsprung e Russell, no início do século.

O teorema de Vogt-Russell , desenvolvido na década de 1930, estabelece uma relação entre a massa da estrela, por um lado, e o raio e luminosidade dessa estrela, por outro. Como o diagrama HR usa esses mesmos valores, pode-se inferir a massa e o raio de uma estrela a partir de sua posição no diagrama (no entanto, foi descoberto mais tarde que o teorema não é mais preciso se a composição da estrela não for uniforme )

Um esquema melhorado para classificação estelar , conhecido como "MK", ​​foi publicado em 1943 por WW Morgan e PC Keenan. A classificação MK dá a cada estrela um tipo espectral baseado na classificação de Harvard - e uma classe de luminosidade. A classificação de Harvard foi desenvolvida atribuindo letras aos tipos de estrelas com base na importância das várias linhas no espectro do hidrogênio, antes que a relação entre o espectro e a temperatura fosse conhecida. Se os organizarmos em ordem de temperatura, e eliminando as duplicatas, obteremos os tipos espectrais em função de temperaturas decrescentes, com cores que vão do azul ao vermelho: a sequência torna-se O, B, A, F, G, K e M. As classes de luminosidade variam de I a V, em ordem decrescente de luminosidade. As estrelas de luminosidade V formam a seqüência principal.

Quando uma protoestrela se forma no colapso de uma nuvem molecular gigante de gás e poeira no meio interestelar local ( estelogênese ), ela é inicialmente homogênea e consiste em aproximadamente 70% de hidrogênio e 28% de hidrogênio. ' Hélio , além de traços de outros elementos. A massa inicial da estrela depende das condições locais na nuvem.

Durante este colapso inicial, a estrela nascente disse ser a precursora da sequência principal [ref. a ser confirmado] libera energia (na forma cinética e de temperatura em particular) da pressão interna resultante. Quando a protoestrela atinge uma densidade suficiente para passar a barreira de Coulomb , o processo de fusão nuclear começa a transformar hidrogênio em hélio no núcleo e, assim, a liberar mais energia centrífuga , que irá gradualmente equilibrar a energia gravitacional essencialmente centrípeta .

A densidade da estrela se estabiliza e a fusão nuclear do hidrogênio se torna o processo dominante de produção de energia.

Equilibrado

Depois que uma estrela se forma, ela cria energia em seu núcleo denso e quente, pela fusão nuclear de núcleos de hidrogênio em núcleos de hélio . Nesse período da vida da estrela, ela está na seqüência principal do diagrama HR, em um ponto definido principalmente por sua massa, com algumas correções principalmente devido à sua composição química. A distribuição de massas de estrelas recém-formadas é descrita empiricamente pela função de massa inicial .

Todas as estrelas na sequência principal têm uma região central onde a energia é produzida por fusão nuclear. A temperatura e a densidade desse núcleo estão em níveis suficientes para sustentar a produção de energia capaz de suportar o peso do resto da estrela. Uma redução na produção de energia produziria compressão por esse peso, o que restauraria a produção de energia ao seu nível adequado, devido ao aumento da pressão e da temperatura. Por outro lado, um aumento excessivo na produção de energia faria com que a estrela inchasse, reduzindo assim a pressão e a temperatura do núcleo. A estrela, portanto, forma um sistema auto-regulado em equilíbrio hidrostático , estável ao longo de sua permanência na seqüência principal. Todas as estrelas na sequência principal estão neste estado estável, com a pressão térmica do núcleo quente equilibrando a pressão gravitacional das camadas superiores, e a maioria de suas características resultam desse equilíbrio.

Distribuição inicial

As características da estrela determinam seu lugar no diagrama de Hertzsprung-Russell , em uma curva que é chamada de sequência principal padrão [ref. necessário] . Os astrônomos às vezes se referem a esse estágio como Sequência Principal da Idade Zero (ZAMS, sigla para Sequência Principal da Idade Zero ). A curva ZAMS pode ser calculada usando modelos numéricos das propriedades estelares conforme a estrela começa a se fundir. Deste ponto em diante, a luminosidade e a temperatura da superfície das estrelas geralmente aumentam com a idade.

A maioria das estrelas em um diagrama HR típico está na sequência principal. Essa linha é enfatizada porque o tipo espectral e a luminosidade dependem apenas da massa da estrela, pelo menos como uma primeira aproximação, desde que a estrela realize a fusão do hidrogênio em seu núcleo - e é isso que quase todas as estrelas fazem. a maior parte de suas vidas profissionais .

A variação na intensidade da luz entre as estrelas mais frias é grande o suficiente para diferenciar as anãs ( vermelha , laranja ou amarela ) das maiores. No entanto, para estrelas mais quentes (brancas e azuis), a variação de tamanho e brilho não é diretamente observável [por quê?] Entre as estrelas. Por esse motivo, a nomenclatura diferencia estrelas anãs de gigantes referindo-se à diferença entre os espectros , cujas linhas indicam se a estrela está na sequência principal ou fora dela. No entanto, mesmo estrelas muito quentes e massivas na sequência principal podem às vezes ser chamadas de anãs.

Outros fatores contribuem para espalhar a sequência principal no diagrama HR: incerteza na distância das estrelas e a presença de estrelas binárias não resolvidas que podem modificar os parâmetros estelares observados. Mas mesmo uma observação perfeita mostraria uma sequência principal ampliada, já que a massa não é o único parâmetro que afeta a cor e / ou o brilho de uma estrela. Além das variações na composição química - tanto na abundância inicial quanto na evolução da estrela - a interação com uma companheira próxima , uma rotação rápida ou um campo magnético também pode alterar ligeiramente a posição de uma estrela na estrela. O diagrama HR , para citar alguns fatores. Por exemplo, existem estrelas muito pobres em elementos com número atômico superior ao do hélio - são as estrelas com baixa metalicidade - que se encontram logo abaixo da sequência principal. Chamadas de subanãs , essas estrelas realizam a fusão do hidrogênio em seu núcleo e marcam o limite inferior da seqüência principal, no que diz respeito à composição química.

Uma região quase vertical do diagrama HR, conhecida como banda de instabilidade , é ocupada por estrelas variáveis pulsantes, notadamente as Cefeidas . Essas estrelas variam em magnitude em intervalos regulares, dando-lhes uma aparência pulsante. A faixa corta a parte superior da seqüência principal na região das classes A e F, entre 1 e 2  M ☉ . Estrelas variáveis ​​na parte da zona de instabilidade que cruza a parte superior da sequência principal são chamadas de variáveis ​​do tipo Delta Scuti . As estrelas da sequência principal nesta região sofrem apenas pequenas mudanças de amplitude em magnitude, e essa variação é, portanto, difícil de detectar. Outras classes de estrelas da sequência principal instável, como variáveis ​​do tipo beta Cephei - não devem ser confundidas com Cefeidas - não estão relacionadas a esta banda de instabilidade.

Reações nucleares

Este gráfico mostra a quantidade de energia (ε) produzida no núcleo das estrelas por processos de fusão em função da temperatura (T). A linha pontilhada representa a produção combinada da cadeia pp e do ciclo CNO.
A cadeia PP e o ciclo CNO ocorrem quando as estrelas estão na sequência principal, enquanto a reação α tripla se estabelece após sua saída e se suas características permitirem que se tornem estrelas gigantes . Na temperatura central atual do Sol, a cadeia de pp ainda domina.

As estrelas da sequência principal produzem sua energia por meio de dois processos de fusão de hidrogênio, e a taxa de produção de energia de cada um depende da temperatura central. Os astrônomos então dividem a sequência principal em partes superiores e inferiores, dependendo do mecanismo exato da reação de fusão nuclear dominante:

Estrelas abaixo de uma vez e meia a massa do Sol (1,5  M ☉ ) fundem principalmente núcleos de hidrogênio por fusão direta e decaimento β de isótopos de hidrogênio: deutério e trítio ( cadeia pp ). O inferior é onde a cadeia pp domina onde os isótopos de próton de hidrogênio , deutério e trítio se fundem diretamente, o trítio sofrendo decaimento β que lentamente transforma prótons em nêutrons para formar partículas α.

É a uma temperatura de 18 milhões de Kelvin que o ciclo CNO excede a cadeia pp em produtividade. Isso corresponde a uma estrela de cerca de 1,5  M ☉ . Assim, F ou estrelas mais frias usam a cadeia pp, enquanto A ou estrelas mais quentes usam o ciclo CNO. A transição de um modo de produção para outro ocorre em um intervalo inferior a 1  M ☉  : no Sol, apenas 1,5% da energia é produzida pelo ciclo CNO. Por outro lado, estrelas maiores que 1,8  M ☉ derivam quase toda sua energia do ciclo CNO. Acima dessa massa, a temperatura central torna-se suficiente para permitir a fusão de prótons com núcleos de carbono (C), nitrogênio (N) e oxigênio (O), e uma cadeia usando esses núcleos como intermediários, retornada após o início da produção de um núcleo de hélio . Este é o ciclo CNO , que rapidamente excede em importância a cadeia próton-próton . O superior é onde o ciclo CNO domina, onde prótons se fundem com núcleos mais pesados, carbono, nitrogênio e oxigênio, que sofrem decaimento de β e finalmente ejetam um α para iniciar o ciclo novamente.

O limite superior observado para estrelas da sequência principal é de 120 a 200  M ☉ . A explicação teórica para esse limite é que as estrelas que o excedem não podem irradiar energia rápido o suficiente para permanecer estáveis, portanto, qualquer massa adicional será ejetada por uma série de pulsos, até que a estrela alcance um limite estável. O limite inferior para a fusão nuclear sustentada pela cadeia pp é cerca de 0,08  M ☉ . Abaixo dessa massa, existem objetos subestelares que não suportam a fusão de hidrogênio e que são chamados de anãs marrons .

Esta figura mostra a seção transversal de uma estrela semelhante ao Sol, mostrando sua estrutura interna.

Como existe uma diferença de temperatura entre o coração e a superfície, ou fotosfera , a energia se propaga para fora. Os dois modos de transporte de energia são condução e convecção . Na condução, a energia é transmitida principalmente por radiação a essas temperaturas. Uma área condutiva é uma área que é estável em relação à convecção e há muito pouca mistura de matéria. Por outro lado, em uma zona convectiva , a energia é transportada pelo plasma em movimento: o material é alternadamente aquecido pelo núcleo e transportado para o exterior, depois resfriado na superfície por radiação e transportado para o interior. A convecção é um modo mais eficiente do que a condução para o transporte de energia, mas só ocorrerá sob condições que criam um forte gradiente de temperatura, ou seja, onde a temperatura varia rapidamente com a temperatura. Distância ao centro, por exemplo, um alto valor de opacidade térmica que limitaria a condução. A zona de convecção está, portanto, localizada nas camadas externas da estrela, em uma zona fortemente aquecida em sua base pelo núcleo e resfriada em sua periferia pela camada externa da estrela.

Em estrelas massivas (acima de 10  M ☉ ), a taxa de produção de energia pelo ciclo CNO é muito sensível à temperatura, de modo que a fusão é altamente concentrada no núcleo. Portanto, há um forte gradiente de temperatura nesta região, o que resulta em uma zona convectiva garantindo um melhor transporte de energia. Essa mistura de material ao redor do núcleo remove o hélio produzido na região de fusão do hidrogênio. Isso permite que uma fração maior do hidrogênio seja consumida durante a permanência no bloco principal. Em contraste, as regiões periféricas de uma estrela massiva transportam energia por condução, com pouca ou nenhuma convecção.

Para estrelas de massa inferior, esse núcleo convectivo torna-se progressivamente menor e desaparece por cerca de 2  M ☉ . É o caso de estrelas de massa intermediária, como Sírius , que transportam energia principalmente por condução, com uma pequena zona convectiva próxima ao coração. Abaixo, estrelas como o Sol são condutoras perto do núcleo, mas convectivas perto da superfície: o núcleo estável por convecção é enriquecido em hélio e cercado por camadas ricas em hidrogênio misturado por convecção.

E para estrelas de massa ainda menor, chegamos a estrelas cuja zona de convecção ocupa toda a massa: estrelas de massa muito pequena, não muito quente (abaixo de 0,4  M ☉ ) são convectivas em seu todo. Assim, o hélio produzido no núcleo é distribuído por toda a estrela, produzindo uma atmosfera relativamente uniforme e uma vida proporcionalmente mais longa na sequência principal.

Brilho

A relação exata entre massa e luminosidade depende de quão eficientemente a energia é transportada do coração para a superfície. A opacidade mais alta tem um efeito isolante, que retém mais energia perto do núcleo, de modo que a estrela não precisa produzir tanta energia para manter o equilíbrio hidrostático . Por outro lado, a opacidade mais baixa faz com que a energia escape mais facilmente e a estrela deve consumir mais material fusível para manter o equilíbrio. Observe, no entanto, que uma opacidade suficientemente alta pode desencadear o transporte de energia por convecção, o que muda as condições necessárias para manter o equilíbrio.

Em estrelas de alta massa na sequência principal, a opacidade é dominada pelo espalhamento de elétrons , que dificilmente depende da temperatura. Portanto, a luminosidade só aumenta conforme o cubo da massa da estrela. Para as estrelas abaixo de 10  M ☉ , opacidade torna-se dependente da temperatura, o que conduz a uma variação no brilho que se aproxima a 4 th  potência da massa da estrela. Para estrelas de massa muito pequena, as moléculas na atmosfera também contribuem para a opacidade. Abaixo de cerca de 0,5  M ☉ , a luminosidade da estrela varia como a massa à potência de 2,3, o que produz uma diminuição na inclinação do gráfico da luminosidade em função da massa. Mesmo esses refinamentos são apenas uma aproximação, no entanto, e a relação massa-luminosidade pode depender da composição da estrela.

Parâmetros estelares

Tipo espectral	R/R⊙{\ displaystyle \ scriptstyle R \, / \, R _ {\ odot}}	M/M⊙{\ displaystyle \ scriptstyle M \, / \, M _ {\ odot}}	eu/eu⊙{\ displaystyle \ scriptstyle L \, / \, L _ {\ odot}}	K	Exemplos
Raio	Massa	Brilho	Temperatura
O5	18	40	500.000	38.000	Zeta Puppis
B0	7,4	18	20.000	30.000	Phi 1 Orionis
B5	3,8	6,5	800	16.400	Pi Andromedae A
A0	2,5	3,2	80	10.800	Alpha Coronae Borealis A
ÀS 5	1,7	2,1	20	8 620	Beta Pictoris
F0	1,4	1,7	6	7.240	Gamma virginis
F5	1,2	1,29	2,5	6540	Eta Arietis
G0	1.05	1,10	1,26	6.000	Beta Comae Berenices
G2	1,00	1,00	1,00	5 750	sol
G5	0,93	0,93	0,79	5 560	Alpha mensae
K0	0,85	0,78	0,40	5 150	70 Ophiuchi A
K5	0,74	0,69	0,16	4.640	61 Cygni A
M0	0,63	0,47	0,063	3 920	Gliese 185
M5	0,32	0,21	0,0079	3 120	EZ Aquarii A
M8	0,13	0,10	0,0008	-	Estrela de Van Biesbroeck

A temperatura de uma estrela determina seu tipo espectral por seu efeito nas propriedades físicas do plasma em sua fotosfera . A emissão de energia de uma estrela em função do comprimento de onda é influenciada tanto pela temperatura quanto pela composição química. Um indicador chave nesta distribuição de energia é dado pelo índice de cor B  -  V , que mede a diferença na magnitude aparente da estrela vista através de um filtro padrão azul ( B ) e um filtro padrão verde-amarelo ( V ). Essa diferença de magnitude é uma medida da temperatura da estrela.

Se tratarmos a estrela como um radiador ideal de energia, conhecido como corpo negro , podemos relacionar a luminosidade L e o raio R à temperatura efetiva de acordo com a lei de Stefan-Boltzmann por: Teff{\ displaystyle \ scriptstyle T _ {\ mathrm {eff}}}

eu=4πσR2Teff4{\ displaystyle \ scriptstyle L = 4 \ pi \ sigma R ^ {2} T _ {\ mathrm {eff}} ^ {4}}

onde σ é a constante de Stefan-Boltzmann . Como a posição de uma estrela no diagrama HR fornece uma estimativa de sua luminosidade, essa relação pode ser usada para estimar seu raio.

Os valores de luminosidade ( L ), raio ( R ) e massa ( M ) são relativos aos do Sol, uma estrela anã de classificação espectral G2 V. Os valores reais para uma estrela podem diferir em 20 a 30 % valores listados ao lado.

Apresentação de diagramas de RH para dois clusters abertos. NGC 188 (em azul) é mais antigo e exibe um início de sequência principal inferior ao de M67 (em amarelo).

Uma estrela ficará perto da posição inicial na sequência principal até que uma porção significativa do hidrogênio em seu núcleo seja consumida. Em seguida, começa a evoluir para uma estrela mais brilhante. (No diagrama HR, a estrela se move para cima e para a direita da sequência principal.)

Como o hélio inutilizável se acumula no núcleo de uma estrela da sequência principal, a diminuição do hidrogênio por unidade de massa faz com que a taxa de fusão da massa caia gradualmente. Para compensar esse efeito, a temperatura e a pressão do coração aumentam gradualmente, causando um aumento na produção total de energia (para suportar o aumento da densidade interna). Isso produz um crescimento lento, mas contínuo no brilho e no raio da estrela ao longo do tempo. Assim, por exemplo, o brilho do Sol em seus primeiros dias era de apenas 70% de seu valor atual. Com a idade, a posição de uma estrela mudará sua posição para cima no diagrama de HR. Isso resulta em um alargamento da banda da sequência principal, porque as estrelas são observadas em frações aleatórias de seu tempo de vida. A sequência principal observada como um todo é uma banda mais larga do que o ZAMS sozinho .

Quando um aglomerado de estrelas é formado por volta da mesma época, a vida útil de suas estrelas depende de suas massas. As estrelas mais massivas saem primeiro da sequência principal, seguidas em série, ao longo do tempo, por estrelas de massas cada vez menores. As estrelas, portanto, evoluem na ordem de sua posição na sequência principal, começando com a mais massiva no canto superior esquerdo do diagrama HR. A posição atual em que essas estrelas saem da sequência principal é chamada de ponto de inflexão. Conhecendo o tempo de vida da sequência principal neste local, é possível estimar a idade do cluster.

Símbolo	Tamanho representado
E{\ displaystyle E}	Energia total a ser produzida durante a vida da estrela
M{\ displaystyle M}	Massa da estrela na sequência principal
eu{\ displaystyle L}	Brilho da estrela na sequência principal
M⊙{\ displaystyle M _ {\ odot}}	Missa de sol
eu⊙{\ displaystyle L _ {\ odot}}	Brilho do sol
τMS{\ displaystyle \ tau _ {\ mathrm {MS}}}	Valor estimado da vida da estrela na sequência principal

A quantidade total de energia que uma estrela pode produzir pela fusão nuclear do hidrogênio é limitada pela quantidade de hidrogênio inicialmente disponível no núcleo. Para uma estrela em equilíbrio , a energia produzida no coração é igual à energia irradiada na superfície. A vida útil de uma estrela pode, portanto, ser estimada, como uma primeira aproximação, como a razão entre a energia total que ela pode produzir por fusão e sua luminosidade (a quantidade de energia que ela irradia por unidade de tempo):

τMS = E/eu{\ displaystyle \ tau _ {\ mathrm {MS}} \ = \ E / L}

• A quantidade de hidrogénio inicialmente disponível para a fusão é proporcional à massa da estrela: .E ∝ M{\ displaystyle E \ \ propto \ M}
  
• A avaliação da sequência principal, cuja massa é entre 0,1 e 50  M ☉ , seguindo uma lei de empírica correlação em que o brilho é proporcional a uma potência da massa: .eu ∝ M3,5{\ displaystyle L \ \ propto \ M ^ {3,5}}
  

Essas duas razões de proporcionalidade associadas , portanto, fornecem:

τMS ∝ M-2,5{\ displaystyle \ tau _ {\ mathrm {MS}} \ \ propto \ M ^ {- 2,5}}

O tempo de vida de uma estrela na sequência principal pode então ser estimado a partir da evolução conhecida e prevista do Sol: ela está na sequência principal há cerca de 4,5 bilhões de anos e deixará que se torne uma gigante vermelha em 6,5 bilhões de anos , para uma vida útil total na sequência principal de aproximadamente 10 a 10 anos . Daí a aproximação:

Este diagrama dá um exemplo da relação massa-luminosidade para estrelas de idade zero na sequência principal (ZAMS). A massa e a luminosidade estão relacionadas ao Sol atual.

τMS ≈ 1010nonãos (MM⊙)-2,5{\ displaystyle \ tau _ {\ mathrm {MS}} \ \ approx \ 10 ^ {10} \, \ mathrm {ans} \ \ left ({\ frac {M} {M _ {\ odot}}} \ right ) ^ {- 2 {,} 5}}

A potência negativa indica que o tempo de vida na sequência principal da estrela varia inversamente com sua massa. Uma estrela na sequência principal é, em uma primeira aproximação, uma bola de gás e plasma em que a tendência a colapsar devido à gravidade é contrabalançada pela tendência à inflação devido à pressão de radiação . Para uma estrela massiva, tendo mais hidrogênio para fundir, esse equilíbrio é alcançado por uma temperatura central significativamente mais alta, o que induz uma taxa de fusão muito alta: de certa forma, uma estrela massiva tem um reservatório maior do que 'uma estrela de baixa massa, mas consome muito mais, em última análise, tem muito menos autonomia.

As estrelas mais massivas podem, portanto, permanecer na sequência principal por apenas alguns milhões de anos, enquanto estrelas com massa inferior a 0,1  M ☉ podem permanecer lá por mais de um trilhão (10 a 12 anos).

Quando todo o combustível a hidrogênio no coração foi consumido, a estrela evolui longe da sequência principal no diagrama HR. O comportamento de uma estrela então depende de sua massa: estrelas com menos de 0,23  M ☉ tornam-se anãs brancas , enquanto aquelas com até 10  M ☉ passam por um estágio de gigante vermelha . Estrelas mais massivas podem explodir em uma supernova ou colapsar diretamente em um buraco negro .

anã branca

Quando uma estrela da sequência principal consumiu o hidrogênio em seu núcleo, a desaceleração da produção de energia faz com que o colapso gravitacional reinicie. Para estrelas com menos de 0,23  M ☉ , espera-se que se tornem anãs brancas assim que a geração de energia de fusão nuclear cesse, mas o processo é tão lento que precisam de mais do que a idade atual do Universo.

Estrela gigante

Para uma estrela de pelo menos 0,5  M ☉ , uma vez que a reserva de hidrogênio no núcleo se esgota, ela incha para se tornar um gigante , atingindo uma temperatura suficiente para desencadear a fusão dos núcleos de hélio em carbono pelo processo 3α . Estrelas com mais de 5–7,5  M ☉ também podem fundir elementos de maior número atômico.

A produção de energia desse caminho por unidade de massa é apenas um décimo da do hidrogênio, e a luminosidade da estrela está aumentando. Este estágio gigante é mais curto que o da sequência principal: por exemplo, o Sol deveria ficar apenas 130 milhões de anos neste estágio, em comparação com os 10 bilhões gastos na fusão do hidrogênio.

gigante vermelho

Em estrelas mais massivas, de até 10  M ☉ , o hidrogênio ao redor do núcleo de hélio atinge temperatura e pressão suficientes para sofrer fusão, que forma uma camada de fusão de hidrogênio. Como resultado, a camada externa da estrela relaxa e esfria, e a estrela se torna uma gigante vermelha . Nesse ponto, a estrela sai da sequência principal e entra no ramo dos gigantes. Ele segue uma trajetória evolutiva no diagrama HR diagonalmente oposta à sequência principal, até a direita. Esta é a sua trajetória evolutiva.

O núcleo de hélio continua a se contrair, até ser totalmente suportado pela pressão degenerativa dos elétrons - um efeito quântico que limita a compressão da matéria.

Super Nova

Para estrelas de 10  M ☉ ou mais, esse processo pode levar a um núcleo cada vez mais denso, que eventualmente entra em colapso, ejetando as camadas externas em uma explosão de supernova , tipo II, tipo Ib ou tipo Ic.

Notas e referências

Notas

1. ↑ As letras "B" e "V" denotam a magnitude de uma estrela vista através de dois filtros de cores padronizados diferentes, "azul" para B e "visível" (verde-amarelo) para V. A diferença mostra a que distância a cor se afasta do azul.
2. ↑ Para falantes de inglês, uma frase mnemônica para lembrar a sequência de tipos é "Oh Be A Fine Girl / Guy, Kiss Me" .
3. ↑ um b e c por definição. O Sol é uma estrela típica do tipo G2 V.
4. ↑ Ao medir a diferença entre esses dois valores, eliminamos a necessidade de saber a distância da estrela. No entanto, veja extinção .

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