Sequência principal - Main sequence

Um diagrama de Hertzsprung-Russell representa a luminosidade (ou magnitude absoluta ) de uma estrela em relação ao seu índice de cor (representado como B-V). A sequência principal é visível como uma faixa diagonal proeminente que vai do canto superior esquerdo ao canto inferior direito. Este gráfico mostra 22.000 estrelas do Catálogo Hipparcos junto com 1.000 estrelas de baixa luminosidade (anãs vermelhas e brancas) do Catálogo Gliese de Estrelas Próximas .

Formação de estrelas
Classes de objeto
Meio interestelar Nuvem molecular Glóbulo Bok Nebulosa escura Objeto estelar jovem Protostar Estrela pré-sequência principal Estrela T Tauri Estrela de Herbig Ae / Be Objeto Herbig-Haro
Conceitos teóricos
Acreção Função de massa inicial Instabilidade jeans Mecanismo Kelvin-Helmholtz Hipótese nebular Migração planetária
v t e

Na astronomia , a sequência principal é uma faixa contínua e distinta de estrelas que aparece em gráficos de cores estelares versus brilho . Esses gráficos de magnitude de cor são conhecidos como diagramas Hertzsprung – Russell em homenagem a seus co-desenvolvedores, Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell . As estrelas desta banda são conhecidas como estrelas da sequência principal ou estrelas anãs . Estas são as estrelas verdadeiras mais numerosas do universo e incluem o Sol da Terra .

Após a condensação e ignição de uma estrela, ela gera energia térmica em sua densa região central por meio da fusão nuclear do hidrogênio em hélio . Durante esse estágio da vida da estrela, ela está localizada na sequência principal em uma posição determinada principalmente por sua massa, mas também com base em sua composição química e idade. Os núcleos das estrelas da sequência principal estão em equilíbrio hidrostático , onde a pressão térmica externa do núcleo quente é equilibrada pela pressão interna do colapso gravitacional das camadas sobrepostas. A forte dependência da taxa de geração de energia em relação à temperatura e pressão ajuda a manter esse equilíbrio. A energia gerada no núcleo chega à superfície e é irradiada para a fotosfera . A energia é transportada por radiação ou convecção , com a última ocorrendo em regiões com gradientes de temperatura mais acentuados, maior opacidade ou ambos.

A sequência principal às vezes é dividida em partes superiores e inferiores, com base no processo dominante que uma estrela usa para gerar energia. As estrelas abaixo de cerca de 1,5 vezes a massa do Sol (1,5  M _☉ ) fundem principalmente os átomos de hidrogênio em uma série de estágios para formar o hélio, uma sequência chamada de cadeia próton-próton . Acima dessa massa, na seqüência principal superior, o processo de fusão nuclear usa principalmente átomos de carbono , nitrogênio e oxigênio como intermediários no ciclo CNO que produz hélio a partir de átomos de hidrogênio. Estrelas da sequência principal com mais de duas massas solares sofrem convecção em suas regiões centrais, que atua para agitar o hélio recém-criado e manter a proporção de combustível necessária para que a fusão ocorra. Abaixo dessa massa, as estrelas têm núcleos inteiramente radiativos com zonas convectivas próximas à superfície. Com a diminuição da massa estelar, a proporção da estrela que forma um envelope convectivo aumenta constantemente. Estrelas da sequência principal abaixo de 0,4  M _☉ sofrem convecção ao longo de sua massa. Quando a convecção do núcleo não ocorre, um núcleo rico em hélio se desenvolve rodeado por uma camada externa de hidrogênio.

Em geral, quanto maior a massa de uma estrela, menor será sua vida útil na sequência principal. Depois do combustível de hidrogénio no núcleo tiver sido consumido, a estrela evolui de distância a partir da sequência principal no diagrama de HR, num Supergigante , vermelho gigante , ou directamente a um anão branco .

História

Estrelas quentes e brilhantes da sequência principal do tipo O em regiões de formação estelar. Todas essas são regiões de formação estelar que contêm muitas estrelas jovens quentes, incluindo várias estrelas brilhantes de tipo espectral O.

No início do século 20, as informações sobre os tipos e distâncias das estrelas tornaram-se mais facilmente disponíveis. Os espectros das estrelas mostraram ter características distintas, o que permitiu que fossem categorizados. Annie Jump Cannon e Edward C. Pickering , do Harvard College Observatory, desenvolveram um método de categorização que ficou conhecido como Harvard Classification Scheme , publicado nos Harvard Annals em 1901.

Em Potsdam, em 1906, o astrônomo dinamarquês Ejnar Hertzsprung notou que as estrelas mais vermelhas - classificadas como K e M no esquema de Harvard - podiam ser divididas em dois grupos distintos. Essas estrelas são muito mais brilhantes que o Sol ou muito mais fracas. Para distinguir esses grupos, ele os chamou de estrelas "gigantes" e "anãs". No ano seguinte, ele começou a estudar aglomerados de estrelas ; grandes agrupamentos de estrelas co-localizadas aproximadamente à mesma distância. Ele publicou os primeiros gráficos de cor versus luminosidade para essas estrelas. Esses gráficos mostravam uma sequência proeminente e contínua de estrelas, que ele chamou de Sequência Principal.

Na Universidade de Princeton , Henry Norris Russell estava seguindo um curso semelhante de pesquisa. Ele estava estudando a relação entre a classificação espectral das estrelas e seu brilho real corrigido pela distância - sua magnitude absoluta . Para esse propósito, ele usou um conjunto de estrelas que tinham paralaxes confiáveis e muitas das quais haviam sido categorizadas em Harvard. Quando ele traçou os tipos espectrais dessas estrelas em comparação com sua magnitude absoluta, ele descobriu que as estrelas anãs seguiam uma relação distinta. Isso permitiu que o brilho real de uma estrela anã fosse previsto com uma precisão razoável.

Das estrelas vermelhas observadas por Hertzsprung, as estrelas anãs também seguiram a relação espectro-luminosidade descoberta por Russell. No entanto, as estrelas gigantes são muito mais brilhantes do que as anãs e, portanto, não seguem a mesma relação. Russell propôs que as "estrelas gigantes devem ter baixa densidade ou grande brilho superficial, e o inverso é verdadeiro para estrelas anãs". A mesma curva também mostrou que havia muito poucas estrelas brancas fracas.

Em 1933, Bengt Strömgren introduziu o termo diagrama Hertzsprung-Russell para denotar um diagrama de classe espectral de luminosidade. Este nome refletiu o desenvolvimento paralelo desta técnica por Hertzsprung e Russell no início do século.

Conforme os modelos evolutivos de estrelas foram desenvolvidos durante a década de 1930, foi mostrado que, para estrelas de composição química uniforme, existe uma relação entre a massa de uma estrela e sua luminosidade e raio. Ou seja, para uma dada massa e composição, existe uma solução única para determinar o raio e a luminosidade da estrela. Isso ficou conhecido como teorema de Vogt-Russell ; nomeado após Heinrich Vogt e Henry Norris Russell. Por este teorema, quando a composição química de uma estrela e sua posição na sequência principal são conhecidas, o mesmo ocorre com a massa e o raio da estrela. (No entanto, foi posteriormente descoberto que o teorema se decompõe um pouco para estrelas de composição não uniforme.)

Um esquema refinado para classificação estelar foi publicado em 1943 por William Wilson Morgan e Philip Childs Keenan . A classificação MK atribuiu a cada estrela um tipo espectral - com base na classificação de Harvard - e uma classe de luminosidade. A classificação de Harvard foi desenvolvida atribuindo uma letra diferente a cada estrela com base na força da linha espectral do hidrogênio, antes que a relação entre o espectro e a temperatura fosse conhecida. Quando ordenados por temperatura e quando classes duplicadas foram removidas, os tipos espectrais de estrelas seguiram, em ordem decrescente de temperatura com cores variando do azul ao vermelho, a sequência O, B, A, F, G, K e M. (A popular mnemônico para memorizar esta sequência de classes estelares é "Oh Be A Fine Girl / Guy, Kiss Me".) A classe de luminosidade variou de I a V, em ordem decrescente de luminosidade. Estrelas de luminosidade classe V pertenciam à sequência principal.

Em abril de 2018, os astrônomos relataram a detecção da estrela "comum" mais distante (ou seja, sequência principal) , chamada Ícaro (formalmente, MACS J1149 Lensed Star 1 ), a 9 bilhões de anos-luz de distância da Terra .

Formação e evolução

Quando uma protoestrela é formada a partir do colapso de uma nuvem molecular gigante de gás e poeira no meio interestelar local , a composição inicial é totalmente homogênea, consistindo em cerca de 70% de hidrogênio, 28% de hélio e vestígios de outros elementos, em massa. A massa inicial da estrela depende das condições locais dentro da nuvem. (A distribuição de massa de estrelas recém-formadas é descrita empiricamente pela função de massa inicial .) Durante o colapso inicial, esta estrela pré-sequência principal gera energia por meio da contração gravitacional. Uma vez suficientemente densas, as estrelas começam a converter hidrogênio em hélio e a liberar energia por meio de um processo de fusão nuclear exotérmica .

Diagrama de Hertzsprung-Russell

Tipo espectral

O

B

UMA

F

G

K

M

eu

T

Anãs marrons

Anãs brancas

Anãs vermelhas

Subdwarfs

Sequência principal
("anões")

Subgigantes

Gigantes

Gigantes brilhantes

Supergigantes

Hipergigantes

absoluto
magni-
tude
(M _V )

Quando a fusão nuclear do hidrogênio se torna o processo de produção de energia dominante e o excesso de energia ganho com a contração gravitacional é perdido, a estrela fica ao longo de uma curva no diagrama de Hertzsprung-Russell (ou diagrama HR) chamada de sequência principal padrão. Os astrônomos às vezes se referem a este estágio como "sequência principal de idade zero", ou ZAMS. A curva ZAMS pode ser calculada usando modelos de computador de propriedades estelares no ponto quando as estrelas começam a fusão de hidrogênio. A partir deste ponto, o brilho e a temperatura da superfície das estrelas normalmente aumentam com a idade.

Uma estrela permanece perto de sua posição inicial na sequência principal até que uma quantidade significativa de hidrogênio no núcleo seja consumida, então começa a evoluir para uma estrela mais luminosa. (No diagrama HR, a estrela em evolução move-se para cima e para a direita da sequência principal.) Assim, a sequência principal representa o estágio primário de queima de hidrogênio na vida de uma estrela.

Propriedades

A maioria das estrelas em um diagrama HR típico encontra-se ao longo da curva da sequência principal. Esta linha é pronunciada porque tanto o tipo espectral quanto a luminosidade dependem apenas da massa de uma estrela, pelo menos na aproximação de ordem zero , desde que esteja fundindo hidrogênio em seu núcleo - e é isso que quase todas as estrelas gastam a maior parte de seu " ativo "vive fazendo.

A temperatura de uma estrela determina seu tipo espectral por meio de 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 por sua temperatura e composição. Um indicador chave dessa distribuição de energia é dado pelo índice de cor , B  -  V , que mede a magnitude da estrela em luz azul ( B ) e verde-amarela ( V ) por meio de filtros. Essa diferença de magnitude fornece uma medida da temperatura de uma estrela.

Terminologia de anão

As estrelas da sequência principal são chamadas de estrelas anãs, mas essa terminologia é parcialmente histórica e pode ser um tanto confusa. Para as estrelas mais frias, anãs como anãs vermelhas , anãs laranja e anãs amarelas são de fato muito menores e mais escuras do que outras estrelas dessas cores. No entanto, para estrelas azuis e brancas mais quentes, a diferença de tamanho e brilho entre as chamadas estrelas "anãs" que estão na sequência principal e as chamadas estrelas "gigantes" que não estão, torna-se menor. Para as estrelas mais quentes, a diferença não é diretamente observável e para essas estrelas os termos "anã" e "gigante" referem-se a diferenças nas linhas espectrais que indicam se uma estrela está ligada ou desligada da sequência principal. No entanto, estrelas muito quentes da sequência principal ainda são algumas vezes chamadas de anãs, embora tenham aproximadamente o mesmo tamanho e brilho que as estrelas "gigantes" dessa temperatura.

O uso comum de "anã" para significar a sequência principal é confuso de outra maneira, porque existem estrelas anãs que não são estrelas da sequência principal. Por exemplo, uma anã branca é o núcleo morto que sobrou depois que uma estrela perdeu suas camadas externas e é muito menor do que uma estrela da sequência principal, aproximadamente do tamanho da Terra . Elas representam o estágio evolutivo final de muitas estrelas da sequência principal.

Parâmetros

Comparação das estrelas da sequência principal de cada classe espectral

Ao tratar a estrela como um radiador de energia idealizado conhecido como corpo negro , a luminosidade L e o raio R podem ser relacionados à temperatura efetiva T _ef pela lei de Stefan-Boltzmann :

${\ displaystyle L = 4 \ pi \ sigma R ^ {2} T _ {\ text {eff}} ^ {4}}$

onde σ é a constante de Stefan – Boltzmann . Como a posição de uma estrela no diagrama HR mostra sua luminosidade aproximada, esta relação pode ser usada para estimar seu raio.

A massa, o raio e a luminosidade de uma estrela estão intimamente interligados e seus respectivos valores podem ser aproximados por três relações. A primeira é a lei de Stefan-Boltzmann, que relaciona a luminosidade L , o raio R e a temperatura superficial T _eff . Em segundo lugar, é a relação massa-luminosidade , que se refere a luminosidade L e a massa M . Finalmente, a relação entre M e R é quase linear. A proporção de M de R aumenta por um factor de mais de 2,5 apenas três ordens de magnitude de M . Essa relação é mais ou menos proporcional à temperatura interna T _I da estrela , e seu aumento extremamente lento reflete o fato de que a taxa de geração de energia no núcleo depende fortemente dessa temperatura, embora deva se ajustar à relação massa-luminosidade. Assim, uma temperatura muito alta ou muito baixa resultará em instabilidade estelar.

Uma melhor aproximação é tomar ε = L / M , a taxa de geração de energia por unidade de massa, pois ε é proporcional a T _I ¹⁵ , onde T _I é a temperatura central. Isso é adequado para estrelas com pelo menos a massa do Sol, exibindo o ciclo CNO , e fornece o melhor ajuste R ∝ M ^0,78 .

Parâmetros de amostra

A tabela abaixo mostra os valores típicos para estrelas ao longo da seqüência principal. Os valores de luminosidade ( L ), raio ( R ) e massa ( M ) são relativos ao Sol - uma estrela anã com uma classificação espectral de G2 V. Os valores reais para uma estrela podem variar em até 20-30% dos valores listados abaixo.

Geração de energia

Logaritmo da produção de energia relativa (ε) dos processos de fusão próton-próton (PP), CNO e Triplo-α em diferentes temperaturas (T). A linha tracejada mostra a geração de energia combinada dos processos PP e CNO dentro de uma estrela. Na temperatura central do Sol, o processo PP é mais eficiente.

Todas as estrelas da sequência principal têm uma região central onde a energia é gerada pela fusão nuclear. A temperatura e a densidade desse núcleo estão nos níveis necessários para sustentar a produção de energia que sustentará o restante da estrela. Uma redução da produção de energia faria com que a massa de sobreposição comprima o núcleo, resultando em um aumento na taxa de fusão por causa da temperatura e pressão mais altas. Da mesma forma, um aumento na produção de energia faria com que a estrela se expandisse, diminuindo a pressão no núcleo. Assim, a estrela forma um sistema auto-regulador em equilíbrio hidrostático que é estável ao longo de sua vida útil na sequência principal.

As estrelas da sequência principal empregam dois tipos de processos de fusão de hidrogênio, e a taxa de geração de energia de cada tipo depende da temperatura na região central. Os astrônomos dividem a sequência principal em partes superior e inferior, com base em qual das duas é o processo de fusão dominante. Na sequência principal inferior, a energia é gerada principalmente como resultado da cadeia próton-próton , que funde o hidrogênio diretamente em uma série de estágios para produzir hélio. As estrelas na sequência principal superior têm temperaturas de núcleo suficientemente altas para usar o ciclo CNO com eficiência (consulte o gráfico). Este processo usa átomos de carbono , nitrogênio e oxigênio como intermediários no processo de fusão do hidrogênio em hélio.

A uma temperatura central estelar de 18 milhões de Kelvin , o processo PP e o ciclo CNO são igualmente eficientes e cada tipo gera metade da luminosidade líquida da estrela. Como esta é a temperatura central de uma estrela com cerca de 1,5 M _☉ , a sequência principal superior consiste em estrelas acima desta massa. Assim, grosso modo, estrelas de classe espectral F ou mais frias pertencem à sequência principal inferior, enquanto estrelas do tipo A ou mais quentes são estrelas da sequência principal superior. A transição na produção de energia primária de uma forma para a outra abrange uma diferença de alcance de menos de uma única massa solar. No Sol, uma estrela com uma massa solar, apenas 1,5% da energia é gerada pelo ciclo CNO. Em contraste, estrelas com 1,8 M _☉ ou mais geram quase toda a sua produção de energia através do ciclo CNO.

O limite superior observado para uma estrela da sequência principal é 120–200 M _☉ . A explicação teórica para esse limite é que estrelas acima dessa massa não podem irradiar energia rápido o suficiente para permanecer estáveis, então qualquer massa adicional será ejetada em uma série de pulsações até que a estrela alcance um limite estável. O limite inferior para a fusão nuclear próton-próton sustentada é cerca de 0,08 M _☉ ou 80 vezes a massa de Júpiter . Abaixo desse limite estão objetos subestelares que não podem sustentar a fusão de hidrogênio, conhecidas como anãs marrons .

Estrutura

Este diagrama mostra uma seção transversal de uma estrela semelhante ao Sol, mostrando a estrutura interna.

Como há uma diferença de temperatura entre o núcleo e a superfície, ou fotosfera , a energia é transportada para fora. Os dois modos de transporte dessa energia são radiação e convecção . Uma zona de radiação , onde a energia é transportada por radiação, é estável contra convecção e há muito pouca mistura do plasma. Em contraste, em uma zona de convecção, a energia é transportada pelo movimento em massa do plasma, com o material mais quente subindo e o material mais frio descendo. A convecção é um modo mais eficiente de transportar energia do que a radiação, mas só ocorrerá em condições que criem um gradiente de temperatura acentuado.

Em estrelas massivas (acima de 10 M _☉ ), a taxa de geração de energia pelo ciclo CNO é muito sensível à temperatura, de modo que a fusão é altamente concentrada no núcleo. Consequentemente, existe um gradiente de alta temperatura na região central, o que resulta em uma zona de convecção para um transporte de energia mais eficiente. Essa mistura de material ao redor do núcleo remove a cinza de hélio da região de queima de hidrogênio, permitindo que mais hidrogênio da estrela seja consumido durante a vida da sequência principal. As regiões externas de uma estrela massiva transportam energia por radiação, com pouca ou nenhuma convecção.

Estrelas de massa intermediária, como Sirius, podem transportar energia principalmente por radiação, com uma pequena região de convecção central. Estrelas de tamanho médio e baixa massa como o Sol têm uma região central que é estável contra convecção, com uma zona de convecção próxima à superfície que mistura as camadas externas. Isso resulta em um acúmulo constante de um núcleo rico em hélio, cercado por uma região externa rica em hidrogênio. Em contraste, estrelas frias e de massa muito baixa (abaixo de 0,4 M _☉ ) são _totalmente convectivas. Assim, o hélio produzido no núcleo é distribuído pela estrela, produzindo uma atmosfera relativamente uniforme e uma vida útil da sequência principal proporcionalmente mais longa.

Variação luminosidade-cor

O Sol é o exemplo mais familiar de estrela da seqüência principal

Como a cinza de hélio não-fusível se acumula no núcleo de uma estrela da sequência principal, a redução na abundância de hidrogênio por unidade de massa resulta em uma redução gradual da taxa de fusão dentro dessa massa. Uma vez que é a saída da energia fornecida pela fusão que sustenta as camadas superiores da estrela, o núcleo é comprimido, produzindo temperaturas e pressões mais altas. Ambos os fatores aumentam a taxa de fusão, movendo assim o equilíbrio em direção a um núcleo menor, mais denso e mais quente, produzindo mais energia, cujo fluxo aumentado empurra as camadas superiores ainda mais para fora. Assim, há um aumento constante na luminosidade e no raio da estrela ao longo do tempo. Por exemplo, a luminosidade do Sol primitivo era apenas cerca de 70% de seu valor atual. À medida que uma estrela envelhece, esse aumento de luminosidade muda sua posição no diagrama HR. Esse efeito resulta em um alargamento da banda da sequência principal porque as estrelas são observadas em estágios aleatórios durante sua vida. Ou seja, a banda da sequência principal desenvolve uma espessura no diagrama HR; não é simplesmente uma linha estreita.

Outros fatores que ampliam a banda da sequência principal no diagrama HR incluem a incerteza na distância às estrelas e a presença de estrelas binárias não resolvidas que podem alterar os parâmetros estelares observados. No entanto, mesmo uma observação perfeita mostraria uma sequência principal difusa porque a massa não é o único parâmetro que afeta a cor e a luminosidade de uma estrela. Variações na composição química causadas pelas abundâncias iniciais, o status evolutivo da estrela , interação com uma companheira próxima , rotação rápida ou um campo magnético podem alterar ligeiramente a posição do diagrama HR de uma estrela da sequência principal, para citar apenas alguns fatores. Como exemplo, existem estrelas pobres em metais (com uma abundância muito baixa de elementos com números atômicos mais altos do que o hélio) que ficam logo abaixo da sequência principal e são conhecidas como subanãs . Essas estrelas estão fundindo hidrogênio em seus núcleos e, portanto, marcam a borda inferior da imprecisão da sequência principal causada pela variação na composição química.

Uma região quase vertical do diagrama HR, conhecida como faixa de instabilidade , é ocupada por estrelas variáveis pulsantes conhecidas como variáveis ​​Cefeidas . Essas estrelas variam em magnitude em intervalos regulares, dando-lhes uma aparência pulsante. A faixa cruza a parte superior da sequência principal na região das estrelas das classes A e F , que estão entre uma e duas massas solares. Estrelas pulsantes nesta parte da faixa de instabilidade que cruza a parte superior da sequência principal são chamadas de variáveis ​​Delta Scuti . As estrelas da sequência principal nesta região experimentam apenas pequenas mudanças em magnitude e, portanto, essa variação é difícil de detectar. Outras classes de estrelas instáveis ​​da sequência principal, como as variáveis ​​Beta Cephei , não estão relacionadas a esta faixa de instabilidade.

Tempo de vida

Este gráfico fornece um exemplo da relação massa-luminosidade para estrelas da sequência principal de idade zero. A massa e a luminosidade são relativas ao Sol atual.

A quantidade total de energia que uma estrela pode gerar por meio da fusão nuclear de hidrogênio é limitada pela quantidade de hidrogênio combustível que pode ser consumido no núcleo. Para uma estrela em equilíbrio, a energia térmica gerada no núcleo deve ser pelo menos igual à energia irradiada na superfície. Uma vez que a luminosidade dá a quantidade de energia irradiada por unidade de tempo, a vida útil total pode ser estimada, em uma primeira aproximação , como a energia total produzida dividida pela luminosidade da estrela.

Para uma estrela com pelo menos 0,5 M _☉ , quando o suprimento de hidrogênio em seu núcleo se esgota e ela se expande para se tornar uma gigante vermelha , ela pode começar a fundir átomos de hélio para formar carbono . A produção de energia do processo de fusão do hélio por unidade de massa é apenas cerca de um décimo da produção de energia do processo de hidrogênio, e a luminosidade da estrela aumenta. Isso resulta em um período de tempo muito mais curto neste estágio, em comparação com o tempo de vida da sequência principal. (Por exemplo, está previsto que o Sol gaste 130 milhões de anos queimando hélio, em comparação com cerca de 12 bilhões de anos queimando hidrogênio.) Assim, cerca de 90% das estrelas observadas acima de 0,5 M _☉ estarão na sequência principal. Em média, as estrelas da sequência principal seguem uma relação empírica de massa-luminosidade . A luminosidade ( L ) da estrela é aproximadamente proporcional à massa total ( M ) conforme a seguinte lei de potência :

${\ displaystyle L \ \ propto \ M ^ {3.5}}$

Essa relação se aplica a estrelas da sequência principal no intervalo de 0,1–50 M _☉ .

A quantidade de combustível disponível para a fusão nuclear é proporcional à massa da estrela. Assim, o tempo de vida de uma estrela na sequência principal pode ser estimado comparando-o a modelos evolutivos solares. O Sol tem sido uma estrela da sequência principal por cerca de 4,5 bilhões de anos e se tornará uma gigante vermelha em 6,5 bilhões de anos, com uma vida útil total da sequência principal de aproximadamente 10 a ¹⁰ anos. Portanto:

${\ displaystyle \ tau _ {\ text {MS}} \ aproximadamente 10 ^ {10} {\ text {years}} \ left [{\ frac {M} {M _ {\ bigodot}}} \ right] \ left [ {\ frac {L _ {\ bigodot}} {L}} \ right] = 10 ^ {10} {\ text {years}} \ left [{\ frac {M} {M _ {\ bigodot}}} \ right] ^ {- 2,5}}$

onde M e L são a massa e a luminosidade da estrela, respectivamente, é uma massa solar , é a luminosidade solar e é a vida útil estimada da sequência principal da estrela. ${\ displaystyle M _ {\ bigodot}}$${\ displaystyle L _ {\ bigodot}}$${\ displaystyle \ tau _ {\ text {MS}}}$

Embora estrelas mais massivas tenham mais combustível para queimar e possam intuitivamente durar mais, elas também irradiam uma quantidade proporcionalmente maior com o aumento da massa. Isso é exigido pela equação de estado estelar; para uma estrela massiva para manter o equilíbrio, a pressão externa de energia irradiada gerado no núcleo não só deve mas vai subir para coincidir com a pressão interna gravitacional titânica de seu envelope. Assim, as estrelas mais massivas podem permanecer na sequência principal por apenas alguns milhões de anos, enquanto estrelas com menos de um décimo de massa solar podem durar mais de um trilhão de anos.

A relação exata de massa-luminosidade depende de quão eficientemente a energia pode ser transportada do núcleo para a superfície. Uma opacidade mais alta tem um efeito isolante que retém mais energia no núcleo, de modo que a estrela não precisa produzir tanta energia para permanecer em equilíbrio hidrostático . Em contraste, uma opacidade mais baixa significa que a energia escapa mais rapidamente e a estrela deve queimar mais combustível para permanecer em equilíbrio. Uma opacidade suficientemente alta pode resultar no transporte de energia por convecção , o que muda as condições necessárias para permanecer em equilíbrio.

Em estrelas de seqüência principal de alta massa, a opacidade é dominada pelo espalhamento de elétrons , que é quase constante com o aumento da temperatura. Assim, a luminosidade só aumenta com o cubo da massa da estrela. Para estrelas abaixo de 10 M _☉ , a opacidade torna-se dependente da temperatura, resultando na luminosidade variando aproximadamente como a quarta potência da massa da estrela. Para estrelas de massa muito baixa, as moléculas na atmosfera também contribuem para a opacidade. Abaixo de cerca de 0,5 M _☉ , a luminosidade da estrela varia com a massa à potência de 2,3, produzindo um achatamento da inclinação em um gráfico de massa versus luminosidade. Mesmo esses refinamentos são apenas uma aproximação, entretanto, e a relação massa-luminosidade pode variar dependendo da composição de uma estrela.

Trilhas evolutivas

Trilha evolutiva de uma estrela como o sol

Quando uma estrela da sequência principal consumiu o hidrogênio em seu núcleo, a perda de geração de energia faz com que seu colapso gravitacional recomeça e a estrela evolui para fora da sequência principal. O caminho que a estrela segue no diagrama HR é chamado de trilha evolutiva.

Diagrama H – R para dois clusters abertos: NGC 188 (azul) é mais antigo e mostra um desligamento mais baixo da sequência principal do que M67 (amarelo). Os pontos fora das duas sequências são principalmente estrelas de primeiro e segundo plano, sem relação com os aglomerados.

Prevê-se que estrelas com menos de 0,23  M _☉ se tornem anãs brancas diretamente quando a geração de energia por fusão nuclear de hidrogênio em seu núcleo for interrompida, mas estrelas nesta faixa de massa têm vidas de sequência principal mais longas do que a idade atual do universo, portanto, nenhuma estrela tem idade suficiente para que isso tenha ocorrido.

Em estrelas com mais massa do que 0,23  M _☉ , o hidrogênio ao redor do núcleo de hélio atinge temperatura e pressão suficientes para se fundir, formando uma camada de queima de hidrogênio e fazendo com que as camadas externas da estrela se expandam e esfriem. O estágio em que essas estrelas se afastam da sequência principal é conhecido como o ramo subgigante ; é relativamente breve e aparece como uma lacuna no caminho evolutivo, uma vez que poucas estrelas são observadas naquele ponto.

Quando o núcleo de hélio das estrelas de baixa massa degenera, ou as camadas externas das estrelas de massa intermediária esfriam o suficiente para se tornarem opacas, suas camadas de hidrogênio aumentam de temperatura e as estrelas começam a se tornar mais luminosas. Isso é conhecido como o ramo gigante-vermelho ; é um estágio de vida relativamente longa e aparece com destaque nos diagramas H – R. Essas estrelas acabarão por terminar suas vidas como anãs brancas.

As estrelas mais massivas não se tornam gigantes vermelhas; em vez disso, seus núcleos aquecem rapidamente o suficiente para fundir o hélio e, eventualmente, elementos mais pesados ​​e eles são conhecidos como supergigantes . Eles seguem trilhas evolutivas aproximadamente horizontais da sequência principal até o topo do diagrama H – R. Supergigantes são relativamente raros e não aparecem com destaque na maioria dos diagramas H – R. Seus núcleos acabarão por entrar em colapso, geralmente levando a uma supernova e deixando para trás uma estrela de nêutrons ou um buraco negro .

Quando um aglomerado de estrelas é formado aproximadamente ao mesmo tempo, a vida útil da sequência principal dessas estrelas dependerá de suas massas individuais. As estrelas mais massivas sairão primeiro da sequência principal, seguidas na sequência por estrelas de massas cada vez menores. A posição em que as estrelas do aglomerado estão deixando a sequência principal é conhecida como ponto de desvio . Conhecendo a duração de vida da sequência principal de estrelas neste ponto, torna-se possível estimar a idade do aglomerado.

Veja também

• Listas de objetos astronômicos

Notas

Referências

Leitura adicional

Em geral

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Técnico

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