Ficha de Astronomia 21

Estrelas: Sequência Principal Aglomerados de Estrelas

Diagrama H-R

Na FICHA N°.11 já explicamos o que é luminosidade e temperatura de superfície de uma estrela. Esses dois parâmetros são fundamentais no estudo das estrelas. Com eles é construído o famoso Diagrama H-R1 (Figura 1). Notar nessa Figura que a temperatura de superfície de uma estrela se confina entre 3 mil e 40 mil K e a luminosidade, entre 10 milionésimos e 100 mil vezes a luminosidade do Sol.

Figura I. O Sol é uma 10.000  estrela cuja luminosidade é considerada unitária e cuja a luminosidade é considerada unitária e cuja temperatura de superfície é 5770K. No Diagrama H-R¹ ao lado ele é representado por um ponto na interseção de duas linhas tracejadas: a horizontal corresponde à luminosidade solar e a vertical à temperatura de 5770 K. Qualquer outra estrela cuja luminosidade e temperatura de superfície seja conhecida também poderá ser representada.

Se tomarmos um conjunto de estrelas cujas luminosidades e temperaturas de superfície sejam conhecidas, podemos construir o respectivo Diagrama H-R. Notaremos que os pontos representativos das estrelas não preencherão todas as partes do Diagrama, mas somente certas regiões preferenciais. A grande maioria cairá numa faixa chamada Seqüência Principal (Figura 1). Outros agrupamentos de pontos são formados pelas estrelas Gigantes, Supergigantes e Anãs Brancas. Estas designações estão relacionadas com a maior ou menor luminosidade e também com o maior ou menor tamanho. A estrela Betelgeuse, a mais brilhante da constelação de Órion é uma supergigante. Se estivesse no lugar do Sol, dentro dela caberiam as órbitas de Mercúrio, Vênus, Terra e Marte! A estrela Sirius B, uma companheira de Sirius que é a estrela mais brilhante no céu depois do Sol, é uma anã branca e seu tamanho é comparável ao da Terra!

O Diagrama H-R é a base observacional do estudo da evolução e estrutura das estrelas. A teoria estelar leva em conta os vários processos fisicos que ocorrem ao mesmo tempo no interior da estrela: o equilíbrio mecânico entre as forças, a produção de energia nuclear acompanhada da alteração de composição química e o transporte da energia à superficie que a irradia. Os cálculos permitem inferir a estrutura interna e a idade de uma estrela cuja massa, raio e temperatura de superficie sejam conhecidos. Permitem também conhecer a evolução dessa estrela ao longo do tempo. Embora desenvolvidos só em meados deste século, esses estudos conseguem explicar processos estelares que demandam até mais que 10 bilhões de anos! Isso é possível porque o céu noturno nos permite observar estrelas nas mais diversas fases de sua evolução.

Seqüência Principal

No Diagrama H-R a maioria das estrelas faz parte da Seqüência Principal porque esta é fase mais duradoura da evolução estelar. Numa amostra de estrelas tomadas ao acaso isso é estatisticamente esperado.

Na FICHA anterior vimos que uma estrela nasce quando as reações de fusão de 4 núcleos de hidrogênio em 1 núcleo de hélio são deflagradas na região central  da estrela. Isso requer que a temperatura ali atinja pelo menos 10 milhões K. A estrela ingressa então na fase chamada Seqüência Principal. Enquanto essas reações de fusão perdurarem na parte central, a estrela estará na Seqüência Principal. A energia irradiada provém dessas reações.

Na fase protoestelar (FICHA anterior) a energia irradiada provinha da contração gravitacional. Por isso a protoestrela diminuía de tamanho. Já na Seqüência Principal a estrela praticamente não se contrai, nem se expande. Com as reações de fusão há uma progressiva alteração da composição química nas partes centrais (aumento de hélio e diminuição de hidrogênio). Concomitantemente há geração de energia que é irradiada. Mas parte dessa energia fica retida na estrela em forma de calor. Esse calor sustenta aquela força que se opõe à contração gravitacional mantendo a estrela em equilíbrio. Na Seqüência Principal, além do tamanho, a luminosidade e a temperatura de superfície de uma estrela também se mantêm relativamente estáveis e constantes.

O Sol é uma estrela da Seqüência Principal na qual ingressou há 4,6 bilhões de anos. Dessa fase o Sol sairá daqui uns 5 bilhões de anos quando o combustível nuclear (hidrogênio) acabar nas regiões centrais. Então o ponto representativo do Sol no Diagrama H-R sairá da Seqüência Principal e migrará para a região das Gigantes (Figura 1).

O Diagrama H-R mostra que as estrelas da Seqüência Principal mais luminosas do que o Sol (ramo superior) são também mais quentes (Figura 1) A teoria revela que essas estrelas possuem maior massa. Já as estrelas menos luminosas do ramo inferior são mais frias e possuem menor massa. Portanto, as estrelas da Seqüência Principal diferem entre si principalmente pela massa. As maiores massas são da ordem de 20 massas solares. Se fossem maiores, a luminosidade seria tão intensa que desintegraria a estrela. As menores massas são de 1/10 da massa solar. De fato, com massas um pouco menores já seriam anãs marrons (FICHA anterior) que nem chegam a ser estrelas.

Estrelas de maior massa permanecem menos tempo na Seqüência Principal do que as de menor massa. Embora aquelas tenham mais combustível nuclear para queimar, realizam essa queima mais depressa para darem conta de suas altas luminosidades. Sua permanência no topo do ramo superior da Seqüência Principal pode ser tão curta quanto 10 milhões de anos. Já no ramo inferior esse tempo pode exceder 10 bilhões de anos, se aproximando da idade do Universo!

Aglomerados de estrelas

Muitas estrelas fazem parte de aglomerados. Trata-se de estrelas próximas entre si,  mutuamente ligadas pela gravidade formando um conjunto físico. Essas estrelas nasceram junto quando um mesmo bolsão de nuvem molecular (FICHA anterior) colapsou. Nesse sentido, estrelas de um mesmo aglomerado compartilham de propriedades comuns importantes: têm a mesma composição química inicial, a mesma idade e estão à mesma distância de nós. Estando à mesma distância, seus brilhos indicam diretamente as suas
luminosidades.

Na nossa Galáxia há dois tipos de aglomerados: abertos e globulares. Os primeiros (p. ex., as Plêiades) se localizam no disco da Galáxia (Figura 2), contêm poucas estrelas (10 a 100) fracamente ligadas entre si pela gravidade. São estrelas luminosas e quentes, portanto pertencem ao ramo superior da Seqüência Principal. Trata-se de estrelas jovens (recentes), Sua composição química inicial tem teor mais elevado de elementos pesados porque esse teor só aumenta na matéria interestelar (matéria prima de novas estrelas) com o tempo. Diz-se que essas estrelas são de População 1.

 

 

 

Os aglomerados globulares, como o nome diz, têm forma esférica. Contêm milhões de estrelas fortemente ligadas gravitacionalmente. Um exemplo é ω do Centauro, visível a olho nu como uma pequena nebulosidade. Fica no vértice Norte de um triângulo equilátero com α e β do Centauro noutro vértice e o Cruzeiro do Sul noutro. Os aglomerados globulares se localizam no halo da Galáxia (Figura 2) e são velhos, quase da idade da Galáxia.

As estrelas de maior massa desses aglomerados que foram brilhantes e azuis, já abandonaram o topo da Seqüência Principal (Figura 3). Hoje restam apenas as estrelas menos luminosas e frias do ramo inferior da Seqüência Principal. Essas estrelas velhas são de População II. Elas se formaram de uma matéria interestelar com menor teor de elementos pesados. Enquanto as estrelas do disco participam coletivamente da rotação em torno do centro da Galáxia, as do halo orbitam nas mais diversas direções. Estrelas do ramo inferior giram mais devagar que as do ramo superior e provavelmente têm manchas e ciclo de atividade à semelhança do Sol.

Figura 3. Diagrama H-R de um aglomerado globular. Por simplicidade é mostrada só a Seqüência Principal. Ás estrelas luminosas e quentes do ramo superior já abandonaram a Seqüência Principal (seta) e migraram para a região das Gigantes. Conforme o aglomerado globular envelhece, o “Ponto de quebra” desce no Diagrama H-R. Sua localização permite avaliar a idade do aglomerado.

 


¹ “H-R” denota os sobrenomes do dinamarquês Ejnar Hertzsprung (1873-1967) e do americano Henry Norris Russell (1877-1957) que, independentemente, construiram o Diagrama H-R nas primeiras décadas deste século.


Leitura recomendada:

Machado, José Alberto M.: Evolução Estelar, Astronomia e Astrofísica, Curso de
Extensão Universitária, Cap. 12, 1AG/USP, 205, 1991
Série Atlas Visuais: O Universo, Editora Ática, São Paulo, 1996

Texto, Figuras e Composição: Oscar T. Matsuura (MAST/MCTIC) Diagramação: Henrique Lins de Barros (MAST/MCTIC) MUSEU DE ASTRONOMIA E CIÊNCIAS AFINS (MAST/MCTIC) Rua General Bruce, 586 (São Cristóvão) (021)3514-5200

Texto e Figuras: Dr. Oscar T. Matsuura
Colaboração: Dr. Henrique Lins de Barros
Colaboração de atualização: Omar Martins
Revisão: Dr. Eugênio Reis

 

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