Estrelas da sequência principal: definição e ciclo de vida

Esta imagem do Telescópio Espacial Hubble mostra Sirius A, a estrela mais brilhante em nosso céu noturno, junto com seu fraco e minúsculo companheiro estelar, Sirius B.

Esta imagem do Telescópio Espacial Hubble mostra Sirius A, a estrela mais brilhante em nosso céu noturno, junto com seu companheiro estelar, Sirius B. ser visto. Os picos de difração em forma de cruz e os anéis concêntricos em torno de Sirius A, e o pequeno anel em torno de Sirius B, são artefatos produzidos no sistema de imagem do telescópio. As duas estrelas giram em torno uma da outra a cada 50 anos. Sirius A, a apenas 8,6 anos-luz da Terra, é o quinto sistema estelar mais próximo conhecido. (Crédito da imagem: NASA, H.E. Bond e E. Nelan (Space Telescope Science Institute, Baltimore, Md.); M. Barstow e M. Burleigh (University of Leicester, U.K.); e J.B. Holberg (University of Arizona))





As estrelas da sequência principal fundem átomos de hidrogênio para formar átomos de hélio em seus núcleos. Cerca de 90 por cento das estrelas do universo, incluindo o sol, são estrelas da sequência principal. Essas estrelas podem variar de cerca de um décimo da massa do Sol a até 200 vezes mais massa.

As estrelas começam suas vidas como nuvens de poeira e gás. A gravidade aproxima essas nuvens. Uma pequena proto-estrela se forma, alimentada pelo material em colapso. As proto-estrelas geralmente se formam em nuvens densamente compactadas de gás e podem ser difíceis de detectar.

'A natureza não forma estrelas isoladamente', disse Mark Morris, da Universidade da Califórnia em Los Angeles (UCLS), em um demonstração . 'Forma-os em grupos, fora de nuvens natais que colapsam sob sua própria gravidade.'



Corpos menores - com menos de 0,08 a massa do Sol - não podem atingir o estágio de fusão nuclear em seu núcleo. Em vez disso, elas se tornam anãs marrons, estrelas que nunca se acendem. Mas se o corpo tem massa suficiente, o gás e a poeira em colapso ficam mais quentes, atingindo temperaturas suficientes para fundir o hidrogênio em hélio. A estrela liga e se torna uma estrela da sequência principal, alimentada por hidrogênio fusão . A fusão produz uma pressão externa que se equilibra com a pressão interna causada pela gravidade, estabilizando a estrela.

A duração da vida de uma estrela da sequência principal depende de sua massa. Uma estrela de massa mais alta pode ter mais material, mas ela o queima mais rápido devido às altas temperaturas do núcleo causadas por maiores forças gravitacionais. Enquanto o Sol vai gastar cerca de 10 bilhões de anos na seqüência principal, uma estrela com 10 vezes mais massa permanecerá por apenas 20 milhões de anos. UMA anão vermelho , que tem a metade da massa do sol, pode durar de 80 a 100 bilhões de anos, o que é muito mais do que a idade do universo de 13,8 bilhões de anos. (Esta longa vida é uma das razões pelas quais as anãs vermelhas são consideradas boas fontes para planetas hospedando vida , porque eles são estáveis ​​por muito tempo.)

Open Star Cluster Messier 50



Estrela brilhante brilhante

Mais de 2.000 anos atrás, o astrônomo grego Hipparchus foi o primeiro a fazer um catálogo de estrelas de acordo com seu brilho, de acordo com Dave Rothstein, que participou do site 'Ask An Astronomer' da Universidade Cornell em 2003.

'Basicamente, ele olhou para as estrelas no céu e as classificou de acordo com o seu brilho - as estrelas mais brilhantes eram de' magnitude 1 ', as próximas mais brilhantes eram de' magnitude 2 ', etc., até' magnitude 6 ', que eram as estrelas mais fracas que ele podia ver ', escreveu Rothstein.

Os instrumentos modernos melhoraram as medidas de brilho, tornando-os mais precisos.



No início do século 20, os astrônomos perceberam que a massa de uma estrela está relacionada à sua luminosidade, ou à quantidade de luz que ela produz. Ambos estão relacionados à temperatura estelar. Estrelas 10 vezes mais massivas que o sol brilham mais de mil vezes mais.

A massa e a luminosidade de uma estrela também se relacionam com sua cor. Estrelas mais massivas são mais quentes e mais azuis, enquanto estrelas menos massivas são mais frias e têm uma aparência avermelhada. O sol se põe entre o espectro, o que lhe dá uma aparência mais amarelada.

'A temperatura da superfície de uma estrela determina a cor da luz que ela emite', de acordo com o Observatório Las Cumbres . 'Estrelas azuis são mais quentes do que estrelas amarelas, que são mais quentes do que estrelas vermelhas.'

Esse entendimento levou à criação de um gráfico conhecido como diagrama Hertzsprung-Russell (H-R), um gráfico de estrelas baseado em seu brilho e cor (que por sua vez mostra sua temperatura). A maioria das estrelas fica em uma linha conhecida como 'sequência principal', que vai do canto superior esquerdo (onde estrelas quentes são mais brilhantes) até o canto inferior direito (onde estrelas frias tendem a ser mais escuras). [Vídeo: Construindo o Diagrama Hertzsprung-Russell (Site Hubble)]

Quando as estrelas se apagam

Eventualmente, uma estrela da sequência principal queima o hidrogênio em seu núcleo, chegando ao fim de seu ciclo de vida. Nesse ponto, ele sai da sequência principal.

Estrelas menores que um quarto da massa do Sol se transformam diretamente em anãs brancas. As anãs brancas não queimam mais a fusão em seu centro, mas ainda irradiam calor. Eventualmente, as anãs brancas devem esfriar em anãs negras , mas as anãs negras são apenas teóricas; o universo não é velho o suficiente para que as primeiras anãs brancas esfriem o suficiente e façam a transição.

Estrelas maiores encontram suas camadas externas colapsando para dentro até que as temperaturas sejam altas o suficiente para fundir o hélio em carbono. Em seguida, a pressão de fusão fornece um impulso para fora que expande a estrela várias vezes maior do que seu tamanho original, formando um gigante vermelho . A nova estrela é muito mais fraca do que era como uma estrela da sequência principal. Eventualmente, o sol formará uma gigante vermelha, mas não se preocupe - isso não acontecerá por um tempo ainda .

'Daqui a cerca de cinco bilhões de anos, depois que o sol se tornar uma gigante vermelha e queimar a Terra até virar cinzas, ele ejetará sua própria nebulosa e desaparecerá como uma estrela anã branca', Howard Bond, do Space Telescope Science Institute em Maryland, disse em um demonstração .

Se a estrela original tivesse até 10 vezes a massa do Sol, ela queimará seu material em 100 milhões de anos e colapsaria em uma anã branca superdensa. Estrelas mais massivas explodem em uma morte violenta de supernova, expelindo os elementos mais pesados ​​formados em seu núcleo pela galáxia. O núcleo restante pode formar um Estrêla de Neutróns , um objeto compacto que pode vir em um variedade de formas .

A longa vida das anãs vermelhas significa que mesmo aquelas formadas logo após o Big Bang ainda existem hoje. Eventualmente, no entanto, esses corpos de baixa massa queimarão seu hidrogênio. Eles ficarão mais escuros e mais frios e, eventualmente, as luzes se apagarão.

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