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Evolução estelar, parte 2: o diagrama H-R e a sequência principal

Jovens e com bastante hidrogênio pra queimar, as estrelas da sequência principal são a maioria das estrelas que vemos no céu, e há uma maneira bem interessante de classificá-las.

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11 minutos de leitura

Antes de continuar a ler sobre o diagrama H-R e aprender sobre estrelas de sequência principal, é recomendado ler esse outro artigo onde apresentamos conceitos prévios de radiação de corpo negro, espectroscopia astronômica e classificação espectral.


O diagrama de Hertzsprung-Russell, também conhecido como diagrama H-R, é a principal maneira de se catalogar estrelas. No começo do século XX, dois astrônomos (Ejnar Hertzsprung e Norris Russell) descobriram, de forma independente, que as estrelas poderiam ser correlacionadas e agrupadas em um gráfico de dispersão levando em conta sua luminosidade e sua classificação espectral.

Essa organização formava três grupos distintos. O maior dos grupos, chamado de sequência principal e onde aproximadamente 90% das estrelas se encaixam, se propaga em uma faixa do canto superior esquerdo até o canto inferior direito. O segundo grupo é o das anãs brancas, que se aglomeram no lado esquerdo e inferior do gráfico e representam um grupo de pequenas estrelas do tamanho da Terra e que são núcleos remanescentes de antigas estrelas maiores. E, por fim, o terceiro grupo se localiza na parte superior do gráfico, o grupo das gigantes e supergigantes.

Inicialmente, Norris Russel imaginou que as estrelas evoluiriam dentro da sua faixa da sequência principal, indo de um ponto até o outro. Estudos posteriores mostraram que essa teoria estava incorreta. Dependendo de sua massa, estrelas nascem em um determinado ponto da sequência principal, e sua massa determina também como elas saem dessa faixa, migrando para outras regiões à medida que envelhecem.

O diagrama H-R é uma ferramenta importante para os astrofísicos e mudou a forma como compreendemos a evolução estelar.

A estrutura do diagrama

Um diagrama H-R feito com a análise de classificação de mais de 20 mil estrelas do Catálogo Hipparcos. Fonte: ESA.

Como mencionado anteriormente, o diagrama H-R é um gráfico de dispersão que leva em conta sua luminosidade (normalmente plotada no eixo Y) e sua classificação espectral (normalmente plotada no eixo X). O eixo de luminosidade segue escala logarítmica já que o brilho de uma estrela varia enormemente. O eixo que descreve sua classificação espectral leva em conta a temperatura de superfície da estrela. Quanto mais quente a estrela, mais próxima ela se encontra do eixo Y, do lado esquerdo.

Vamos revisar brevemente.

As classes espectrais são O, B, A, F, G, K e M. Cada uma dessas classes é dividida em outros 10 graus (de 0 a 9) e cada estrela recebe uma designação em algarismo romano de I a V, onde I são estrelas mais luminosas e V as mais apagadas. Estrelas quentes normalmente são da classe O e B, com temperaturas de 10.000-40.000 K. Suas contrapartes mais frias recebem as classes K e M. O nosso Sol se localiza mais ou menos no meio dessa linha: classe G2V.

Você pode ler mais sobre o assunto e muito mais detalhes nesse artigo aqui, específico sobre classificação espectral e temperatura de cor.

Estrelas que se localizam na parte superior do gráfico são extremamente luminosas e, consequentemente, possuem um diâmetro muito maior. Esse é o reino das estrelas gigantes dentro do diagrama H-R. São estrelas massivas, e é exatamente devido ao seu tamanho (podendo ultrapassar 1000 vezes o diâmetro do nosso Sol) que são muito luminosas: quanto maior a área da estrela, mais luz é emitida.

Por outro lado, estrelas localizadas na parte de baixo são bem pequenas, chamadas de estrelas anãs. As anãs brancas tem um grupo especial no lado esquerdo do gráfico e são núcleos remanescentes de antigas estrelas. As anãs localizadas do lado direito do gráfico são as anãs vermelhas e as anãs marrons, estrelas da sequência principal consomem seu hidrogênio muito lentamente, são estrelas bem mais frias e podem viver por até centenas de bilhões de anos – ao contrário das estrelas no canto superior esquerdo que esgotam seu hidrogênio em poucos milhões de anos.

Um diagrama H-R catalogando as principais estrelas conhecidas. Clique na imagem para ampliar.

A sequência principal

Nosso Sol, uma estrela tipo G da sequência principal, numa imagem em infravermelho.

O agrupamento mais proeminente, e o que mais chama atenção, nos diagramas H-R é o eixo diagonal que se desloca do canto superior esquerdo para o inferior direito. É o eixo das estrelas da sequência principal.

A sequência principal representa o estágio de maior estabilidade das estrelas e essa classificação abriga aproximadamente 90% das estrelas conhecidas, incluindo o nosso Sol. A principal característica dessas estrelas é que elas estão na etapa de fusão de hidrogênio (1H) em hélio (4He), sintetizando elementos leves, e é o estágio onde passam a maior parte de seu ciclo de vida. São jovens, com muito combustível para queimar e seu núcleo está em equilíbrio hidrostático.

A posição inicial de uma estrela recém-formada, chamada de Sequência Principal de Idade Zero (ZAMS, do inglês), nesse eixo depende de sua massa. Estrelas de grande massa tendem a ser mais quentes e consumir seu hidrogênio bem mais rapidamente, portanto são mais luminosas, brancas ou azuladas, e ocupam o canto superior esquerdo. Estrelas menos massivas tendem a ser mais frias, avermelhadas, consomem seu combustível mais lentamente, são menos luminosas e, portanto, ocupam o canto inferior direito.

Classificação espectral das estrelas da sequência principal.

Para os curiosos matemáticos, a luminosidade (L) e o raio (R) de uma estrela podem ser correlacionados com uma temperatura efetiva (Te) através da lei de Stefan-Boltzmann:

$$L = 4 \pi \sigma R^2 T_{e}^4$$

Onde $\sigma$ é a constante de Boltzmann.

Pelo fato das estrelas da sequência principal variarem tanto de massa, e por motivos didáticos, vamos dividir a sequência principal em duas partes. Estrelas na metade inferior, com até 1,5 massas solares, fundem o hidrogênio numa reação nuclear conhecida como cadeia próton-próton. Estrelas acima de 1,5 massas solares (e que ocupam a metade superior do gráfico) o processo de fusão acontece pelo ciclo de carbono, nitrogênio e oxigênio, conhecido como ciclo CNO. Falaremos sobre esses dois ciclos em detalhes no próximo capítulo sobre nucleossíntese estelar.

O traço evolutivo de uma estrela depende de sua massa (os números são as massas solares). Estrelas mais massivas, no topo, preservam sua alta luminosidade e se deslocam mais horizontalmente no diagrama à medida que envelhecem.

A medida que as estrelas vão envelhecendo e transformando elementos leves em elementos mais pesados, sua classificação e luminosidade também muda, então as estrelas começam a se deslocar pelo diagrama H-R. Normalmente esse deslocamento ocorre na direção do canto superior direito, para o ramo das gigantes e supergigantes vermelhas. Chamamos esses caminhos que as estrelas percorrem de “traços evolutivos”.

Os traços evolutivos dependem inteiramente da massa da estrela e o estudo desses traços evolutivos é um ramo importante na astrofísica e envolve pesquisas dedicadas. A posição da estrela dentro desse traço evolutivo permite aos astrofísicos estimar a idade dessa estrela, sua composição e quantos anos restantes aquela estrela tem até se esgotar. Estudaremos os traços evolutivos em detalhes no capítulo mais adiante sobre gigantes e supergigantes vermelhas.

O estudo dos traços evolutivos também permite prever o futuro do nosso próprio sistema solar, quando o Sol esgotar seu combustível e definir para sempre o destino dos planetas que o orbitam.


Em seguida, a parte 3 da nossa série de artigos sobre Evolução Estelar: das nebulosas às supernovas. Siga-nos no Facebook ou no Instagram para ficar sabendo assim que um novo artigo é publicado!

Brunno Pleffken Hosti

Professor. Graduando em Licenciatura em Física pela Pontifícia Universidade Católica do Paraná (PUCPR). Extensão em Astrofísica pela UFSC. Editor do Espaço-Tempo.

Publicação anterior

Evolução estelar, parte 1: nebulosas, protoestrelas e anãs marrons

Próxima publicação

Evolução estelar, parte 3: nucleossíntese estelar