Estrelas - uma Saga Cósmica

Como é a Vida das Estrelas - Parte 2

Na parte 1, mostramos como as estrelas nascem. Como vimos, o nascimento de uma estrela é um processo fascinante que se desenrola em "berçários estelares", regiões do espaço, ricas em gás e poeira. A jornada desde o início, até a formação de uma estrela completa, é um caminho épico, marcado por colapsos gravitacionais e turbulências.

Tudo começa com o surgimento de uma “Protoestrela”, uma espécie de estrela em formação. Finalmente, em algum momento nesse processo, bem no coração da Protoestrela, uma bola de fogo, a milhões de graus, se acende iniciando a fusão. Enfim temos uma estrela

Estrelas: Uma Jornada de Equilíbrio

Uma estrela como uma grande bola de fogo no espaço. Essa bola de fogo precisa de combustível para brilhar, e esse combustível é o hidrogênio.

No coração da estrela, o hidrogênio se transforma em hélio, liberando uma quantidade enorme de energia na forma de luz e calo.

Quando uma estrela começa a queimar hidrogênio, ela entra em uma fase muito importante chamada "sequência principal".

No momento em que a estrela entra na sequencia principal (explicaremos com mais detalhes, adiante), é como se a estrela encontrasse um equilíbrio perfeito: a energia que ela produz a impede de desabar sobre si mesma, e a gravidade a impede de explodir.

Como Funciona essa “jornada de equilíbrio”?

Como funciona o equilíbrio, que mantem a estrela na sequencia principal?

Mais energia, mais expansão: Se a estrela começa a produzir muita energia, ela aumenta de tamanho, como um balão que você enche de ar.

Expansão, resfriamento: A expansão causa o resfriamento do gás interno, reduzindo a produção de energia. A produção de energia diminui automaticamente
Equilíbrio perfeito: Esse ciclo de ajuste, leva a um equilíbrio estável entre a gravidade e a pressão interna, conhecido como equilíbrio hidrostático, permitindo que a estrela permaneça em uma fase estável por um longo período.

Esse processo, mantém a estrela estável por milhões ou bilhões de anos!

Essa fase, na qual a estrela passa a maior parte de sua existência, é chamada de sequência principal, que veremos detalhadamente, mais à frente.

Modelo de uma Estrela, comprimida pela Gravidade, e expandida pela Fusão Nuclear

O Tamanho da Estrela importa

O tempo de vida da estrela (que depende do equilíbrio hidrostático), é inversamente proporcional ao seu tamanho.

Estrelas Grandes vs. Estrelas Pequenas

Estrelas grandes precisam queimar muito mais hidrogênio para equilibrar a força gravitacional e mantê-las estáveis. Isso significa que estrelas maiores brilham com mais intensidade, e consomem seu combustível nuclear muito mais rápido. Como consequência, embora sejam extremamente luminosas, sua vida útil é curta.

Estrelas pequenas queimam hidrogênio mais lentamente, então elas brilham menos e vivem muito mais tempo.

Agora faremos uma descrição mais técnica sobre a vida das estrelas, com exemplos e analogias, para tornar o conteúdo mais didático.

Uma das maiores estrelas (UY Scuti) versus o Sol

A ciência por trás....

Desvendando os detalhes do Diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R)

Antes de explicar o que é a sequência principal, é importante entender, o Diagrama de Hertzsprung-Russell, criado por Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell

O que é o Diagrama de Hertzsprung-Russell?

O Diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R) é um gráfico fundamental em astronomia, e serve para organizar e entender as estrelas.

O Diagrama de Hertzsprung-Russell, organiza as estrelas com base em suas propriedades físicas, e tem duas características principais:

luminosidade (ou magnitude absoluta) e,
temperatura efetiva (ou tipo espectral).

Ele foi desenvolvido independentemente por dois astrônomos: Ejnar Hertzsprung (em 1911) e Henry Norris Russell (em 1913).

Como funciona o Diagrama (H-R)

Eixo Horizontal (X) – Temperatura da estrela (ou Tipo Espectral)

Mostra a temperatura da estrela (como mostra a figura).

Muito importante! No diagrama, a temperatura diminui da esquerda para a direita. Isso significa que as estrelas mais quentes (azuis) estão à esquerda, e as mais frias (vermelhas) estão à direita.

Eixo vertical (Y): Luminosidade (ou Magnitude Absoluta)

Mostra a luminosidade, ou seja, o brilho da estrela em comparação com o Sol.

Estrelas mais luminosas estão no topo do diagrama, enquanto as menos luminosas estão na parte inferior.

Outros Grupos:

Além da Sequência Principal, o diagrama inclui outras regiões notáveis, como as gigantes vermelhas (acima da Sequência Principal), supergigantes (acima das gigantes vermelhas), e anãs brancas (canto inferior esquerdo)

Indo além do Diagrama H-R

O diagrama H-R, foi criado por volta de 1910, então, ao longo do tempo e, com o avanço da tecnologia, foram criadas novas especificações ao diagrama H-R, melhorando ainda mais, a abrangência e precisão do diagrama.

Sistema Harvard de Classificação Estelar

Criado por Annie Jump Cannon, no início do século passado, adicionou a sequência O, B, A, F, G, K e M, que agrupa estrelas em termos de cor aparente e temperatura efetiva/superficial.

O Sistema Harvard organiza as estrelas em grupos, como se fossem prateleiras de cores, usando as letras O, B, A, F, G, K e M:

O, B, A: Estrelas azuis e muito quentes.
F, G: Estrelas amarelas, como o nosso Sol, com temperaturas médias.
K, M: Estrelas vermelhas e mais frias.

Além das letras, cada grupo tem números de 0 a 9, como se fossem "subtons" de cor.

Por exemplo, G2 é um tipo específico de estrela amarela, como o nosso Sol.

No entanto, esse esquema de classificação não descreve completamente a estrela, pois não consegue distinguir entre estrelas com a mesma temperatura, mas luminosidades diferentes . Em outras palavras, não consegue distinguir entre estrelas da sequência principal (anãs), estrelas gigantes e estrelas supergigantes.

Classe de Luminosidade Morgan-Keenan: Tamanhos das Estrelas

O Sistema Harvard é ótimo para cores e temperaturas, mas não nos diz o tamanho das estrelas. Para isso, usamos a Classe de Luminosidade Morgan-Keenan, que adiciona números romanos ao Sistema Harvard:

V: Estrelas "normais", como o nosso Sol.
III: Estrelas gigantes, bem maiores que o Sol.
I: Estrelas supergigantes, as maiores de todas.

Diagrama H-R modificado

(Sistema Havard de Classificação Estelar)

Classe Spectral , referenciando o tamanho e cor das estrelas

Juntando Tudo: A "Identidade Completa" de uma Estrela

Quando combinamos o Sistema Harvard e a Classe de Luminosidade Morgan-Keenan, temos a "identidade completa" de uma estrela. Por exemplo, o nosso Sol é um G2V:

"G2" nos diz que é uma estrela amarela com uma certa temperatura.
"V" nos diz que é uma estrela "normal", de tamanho médio.

Em resumo:

O Sistema Harvard nos dá a "cor" e a temperatura da estrela.
A Classe de Luminosidade Morgan-Keenan nos dá o "tamanho" da estrela.
Juntos, eles nos ajudam a entender melhor as estrelas que vemos no céu.

A ciência por trás.... Aprofundando e exemplificando

O exemplo de classificação acima (Sol (G2V), embora correto, para um iniciante não diz muita coisa.

Então vamos esmiuçar, até não haver mais qualquer dúvida.

Classificação do Sol: G2V

Essa notação segue o sistema de classificação espectral de Morgan-Keenan (MK), que categoriza estrelas com base em sua temperatura, luminosidade e tipo espectral.

1. Letra "G" – Tipo Espectral (Temperatura) - Indica que o Sol é uma estrela da classe G, caracterizada por:

Temperatura superficial: ~5.200–6.000 K (o Sol tem ~5.772 K).
Cor: Amarela-esbranquiçada (embora muitas vezes pareça branca no espaço).
Linhas espectrais proeminentes: Fortes linhas de hidrogênio e metais ionizados (como cálcio e ferro).

2. Número "2" – Subclasse (Precisão de Temperatura) - A escala vai de 0 a 9, onde:

G0: Mais quente dentro da classe G.
G9: Mais fria dentro da classe G.

O Sol é G2, ou seja, está mais próximo do extremo quente da classe G, mas não tanto quanto uma estrela G0.

3. Letra "V" – Classe de Luminosidade (algarismo Romano) - Indica que o Sol é uma estrela da sequência principal (queima hidrogênio no núcleo). Outras classes incluem:

I (supergigantes)
III (gigantes)
V (anãs da sequência principal, como o Sol)
VII (anãs brancas)

"V" = Anã amarela: Termo popular, embora o Sol seja tecnicamente branco no espaço.

Resumo das Características do Sol (G2V):

Tipo: Estrela da sequência principal (queima hidrogênio).
Temperatura: ~5.772 K.
Cor: Branco-amarelado (pico no espectro visível).
Idade: ~4,6 bilhões de anos.
Massa: 1 massa solar (M⊙M⊙).
Luminosidade: 1 luminosidade solar (L⊙L⊙). ⊙ - simbolo (em relação ao Sol) - O Sol é a referência padrão

Classificação de Betelgeuse: M2Iab

1. Letra "M" – Tipo Espectral (Temperatura) - Indica que Betelgeuse é uma estrela da classe M, caracterizada por:

Temperatura superficial: ~2.400–3.700 K (Betelgeuse tem ~3.500 K).
Cor: Vermelha intensa (típica de estrelas frias).
Espectro: Linhas fortes de óxidos moleculares (TiO, VO) e metais neutros.
Estágio evolutivo: Estrelas M são geralmente gigantes vermelhas ou supergigantes (como Betelgeuse).

2. Número "2" – Subclasse (Precisão de Temperatura) - A escala vai de 0 a 9 dentro da classe M:

M0: Mais quente (~3.700 K).
M9: Mais fria (~2.400 K).

3. "Iab" – Classe de Luminosidade - Indica que Betelgeuse é uma supergigante luminosa intermediária:

"I": Supergigante (estrelas massivas em estágio avançado).
- Ia: Supergigantes mais luminosas (ex: Rigel).
- Iab: Intermediárias (como Betelgeuse).
- Ib: Menos luminosas.
"ab": Refina a luminosidade dentro da classe I.

Tamanho colossal: Se colocada no lugar do Sol, sua superfície se estenderia até Júpiter ou além (raio ~1.000x o do Sol).

Resumo das Características de Betelgeuse (M2Iab):

Tipo: Supergigante vermelha.
Temperatura: ~3.500 K (superfície fria, mas núcleo extremamente quente).
Cor: Vermelho profundo (visível a olho nu na constelação de Órion).
Massa: ~15–20 massas solares.
Luminosidade: ~100.000x a do Sol.
Idade: ~8–10 milhões de anos (já no fim da vida).
Destino: Explodirá como supernova em até 100.000 anos.

Outros Exemplos do diagrama H-R

Estrelas na Sequência Principal (Fusão de Hidrogênio)

As estrelas na Sequência Principal, queimam hidrogênio em seus núcleos, como o Sol. Sua posição no diagrama H-R depende da massa:

Sirius A (A1V):
- Temperatura: ~9.900 K (mais quente e massiva que o Sol).
- Luminosidade: 25 L☉
- Evolução: Vira uma gigante vermelha e depois uma anã branca.
Proxima Centauri (M5.5V):
- Temperatura: ~3.000 K (anã vermelha, fria e pequena).
- Luminosidade: 0,0017 L☉
- Evolução: Queima hidrogênio por trilhões de anos, quase não muda no H-R.

Estrelas Fora da Sequência Principal

Gigantes e Supergigantes (Fusão de Hélio ou elementos mais pesados)

Aldebaran (K5III):
- Gigante vermelha no Touro.
- Temperatura: ~3.900 K
- Luminosidade: ~500 L☉

Anãs Brancas (Restos Estelares)

Sírius B (DA2):
- Temperatura: ~25.000 K (quente, mas pequena e pouco luminosa).
- Luminosidade: 0,03 L☉
- Evolução: Resíduo de uma estrela como Sirius A, esfria
- lentamente no H-R.

As marcações (elipses em vermelho), são a localização no diagrama H-R, dos exemplos dados

Parte 1 - Como nascem as estrelas

Parte 3 - Como morrem as estrelas