18.4: O diagrama H-R
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Identifique as características físicas das estrelas que são usadas para criar um diagrama H—R e descreva como essas características variam entre grupos de estrelas
- Discuta as propriedades físicas da maioria das estrelas encontradas em diferentes locais no diagrama H-R, como raio, e para estrelas da sequência principal, mas
Neste capítulo e Analisando a luz das estrelas, descrevemos algumas das características pelas quais podemos classificar as estrelas e como elas são medidas. Essas ideias estão resumidas na Tabela\(\PageIndex{1}\). Também demos um exemplo de uma relação entre duas dessas características na relação massa-luminosidade. Quando as características de um grande número de estrelas foram medidas no início do século XX, os astrônomos conseguiram iniciar uma busca mais profunda por padrões e relações nesses dados.
| Característica | Técnica |
|---|---|
| Temperatura da superfície |
1. Determine a cor (muito áspera). 2. Meça o espectro e obtenha o tipo espectral. |
| Composição química | Determine quais linhas estão presentes no espectro. |
| Luminosidade | Meça o brilho aparente e compense a distância. |
| Velocidade radial | Meça o desvio do Doppler no espectro. |
| Rotação | Meça a largura das linhas espectrais. |
| Missa | Meça o período e as curvas de velocidade radial de estrelas binárias espectroscópicas. |
| Diâmetro |
1. Meça a forma como a luz de uma estrela é bloqueada pela Lua. 2. Meça as curvas de luz e os desvios do Doppler para estrelas binárias eclipsantes. |
Para ajudar a entender quais tipos de relacionamentos podem ser encontrados, vamos analisar brevemente uma série de dados sobre seres humanos. Se você quiser entender os humanos comparando e contrastando suas características — sem assumir nenhum conhecimento prévio dessas criaturas estranhas — você pode tentar determinar quais características o conduzem a uma direção frutífera. Por exemplo, você pode representar graficamente as alturas de uma grande amostra de humanos em relação aos pesos (que é uma medida de sua massa). Esse gráfico é mostrado na Figura\(\PageIndex{1}\) e tem algumas características interessantes. Da forma que escolhemos para apresentar nossos dados, a altura aumenta para cima, enquanto o peso aumenta para a esquerda. Observe que os humanos não são distribuídos aleatoriamente no gráfico. A maioria dos pontos se enquadra em uma sequência que vai do canto superior esquerdo para o inferior direito.
Podemos concluir neste gráfico que a altura e o peso humanos estão relacionados. De um modo geral, os seres humanos mais altos pesam mais, enquanto os mais baixos pesam menos. Isso faz sentido se você estiver familiarizado com a estrutura dos seres humanos. Normalmente, se temos ossos maiores, temos mais carne para preencher nossa estrutura maior. Não é matematicamente exato — há uma grande variedade de variações — mas não é uma regra geral ruim. E, claro, existem algumas exceções dramáticas. Ocasionalmente, você vê um ser humano baixo que está muito acima do peso e, portanto, estaria mais no canto inferior esquerdo do nosso diagrama do que na sequência média de pessoas. Ou você pode ter um modelo muito alto e magro, com grande altura, mas peso relativamente pequeno, que seria encontrado próximo ao canto superior direito.
Um diagrama semelhante foi considerado extremamente útil para entender a vida das estrelas. Em 1913, o astrônomo americano Henry Norris Russell traçou as luminosidades das estrelas em relação às suas classes espectrais (uma forma de indicar suas temperaturas de superfície). Essa investigação e um estudo independente semelhante realizado em 1911 pelo astrônomo dinamarquês Ejnar Hertzsprung levaram à descoberta extremamente importante de que a temperatura e a luminosidade das estrelas estão relacionadas (Figura\(\PageIndex{2}\)).
Henry Norris Russell
Quando Henry Norris Russell se formou na Universidade de Princeton, seu trabalho foi tão brilhante que o corpo docente decidiu criar um novo nível de honras além do “summa cum laude” para ele. Mais tarde, seus alunos se lembraram dele como um homem cujo pensamento era três vezes mais rápido do que o de qualquer outra pessoa. Sua memória era tão fenomenal que ele podia citar corretamente um grande número de poemas e limericks, a Bíblia inteira, tabelas de funções matemáticas e quase tudo o que ele havia aprendido sobre astronomia. Ele estava nervoso, ativo, competitivo, crítico e muito articulado; ele tendia a dominar todas as reuniões que participava. Na aparência externa, ele era um produto antiquado do século XIX que usava sapatos pretos de cano alto e golas altas engomadas, e carregava um guarda-chuva todos os dias de sua vida. Seus 264 artigos foram extremamente influentes em muitas áreas da astronomia.
Nascido em 1877, filho de um ministro presbiteriano, Russell se mostrou promissor desde cedo. Quando ele tinha 12 anos, sua família o enviou para morar com uma tia em Princeton para que ele pudesse frequentar uma excelente escola preparatória. Ele morou na mesma casa naquela cidade até sua morte em 1957 (interrompido apenas por uma breve estadia na Europa para trabalhos de pós-graduação). Ele gostava de contar que tanto sua mãe quanto sua avó materna haviam ganhado prêmios em matemática e que ele provavelmente herdou seus talentos nesse campo do lado da família.
Antes de Russell, os astrônomos americanos se dedicavam principalmente a pesquisar as estrelas e criar catálogos impressionantes de suas propriedades, especialmente seus espectros (conforme descrito em Analisando a luz das estrelas). Russell começou a ver que interpretar os espectros das estrelas exigia uma compreensão muito mais sofisticada da física do átomo, um assunto que estava sendo desenvolvido por físicos europeus nas décadas de 1910 e 1920. Russell embarcou em uma busca duradoura para determinar as condições físicas dentro das estrelas a partir das pistas em seus espectros; seu trabalho inspirou e foi continuado por uma geração de astrônomos, muitos treinados por Russell e seus colaboradores.
Russell também fez contribuições importantes no estudo de estrelas binárias e na medição das massas estelares, na origem do sistema solar, nas atmosferas dos planetas e na medição de distâncias na astronomia, entre outros campos. Ele foi um professor influente e divulgador da astronomia, escrevendo uma coluna sobre tópicos astronômicos para a revista Scientific American por mais de 40 anos. Ele e dois colegas escreveram um livro didático para aulas universitárias de astronomia que ajudou a treinar astrônomos e entusiastas da astronomia ao longo de várias décadas. Esse livro definiu o cenário para o tipo de livro didático que você está lendo agora, que não apenas expõe os fatos da astronomia, mas também explica como eles se encaixam. Russell deu palestras em todo o país, muitas vezes enfatizando a importância de entender a física moderna para entender o que estava acontecendo na astronomia.
Harlow Shapley, diretor do Harvard College Observatory, chamou Russell de “o reitor dos astrônomos americanos”. Russell certamente foi considerado o líder da área por muitos anos e foi consultado sobre muitos problemas astronômicos por colegas de todo o mundo. Hoje, um dos maiores reconhecimentos que um astrônomo pode receber é um prêmio da Sociedade Astronômica Americana chamado Prêmio Russell, estabelecido em sua memória.
Características do diagrama H—R
Seguindo Hertzsprung e Russell, vamos traçar a temperatura (ou classe espectral) de um grupo selecionado de estrelas próximas em relação à sua luminosidade e ver o que encontramos (Figura\(\PageIndex{3}\)). Esse gráfico é freqüentemente chamado de diagrama de Hertzsprung-Russell, diagrama H-R abreviado. É um dos diagramas mais importantes e amplamente usados em astronomia, com aplicações que vão muito além dos propósitos para os quais foi originalmente desenvolvido há mais de um século.
É comum traçar diagramas H-R de forma que a temperatura aumente para a esquerda e a luminosidade para o topo. Observe a semelhança com nosso gráfico de altura e peso para pessoas (Figura\(\PageIndex{1}\)). As estrelas, como as pessoas, não são distribuídas aleatoriamente pelo diagrama, como seriam se exibissem todas as combinações de luminosidade e temperatura. Em vez disso, vemos que as estrelas se agrupam em certas partes do diagrama H—R. A grande maioria está alinhada ao longo de uma sequência estreita que vai do canto superior esquerdo (quente, altamente luminoso) para o inferior direito (frio, menos luminoso). Essa faixa de pontos é chamada de sequência principal. Representa uma relação entre temperatura e luminosidade seguida pela maioria das estrelas. Podemos resumir essa relação dizendo que as estrelas mais quentes são mais luminosas do que as mais frias.
Algumas estrelas, no entanto, estão acima da sequência principal no diagrama H-R, na região superior direita, onde as estrelas têm baixa temperatura e alta luminosidade. Como uma estrela pode ser ao mesmo tempo fria, o que significa que cada metro quadrado da estrela não libera tanta energia e, no entanto, é muito luminoso? A única maneira é a estrela ser enorme — ter tantos metros quadrados em sua superfície que a produção total de energia ainda seja grande. Essas estrelas devem ser gigantes ou supergigantes, as estrelas de grande diâmetro que discutimos anteriormente.
Há também algumas estrelas no canto inferior esquerdo do diagrama, que têm alta temperatura e baixa luminosidade. Se eles tiverem altas temperaturas de superfície, cada metro quadrado dessa estrela libera muita energia. Como então a estrela geral pode ficar escura? Deve ser que tenha uma área de superfície total muito pequena; essas estrelas são conhecidas como anãs brancas (brancas porque, nessas altas temperaturas, as cores da radiação eletromagnética que elas emitem se misturam para fazê-las parecer branco-azuladas). Falaremos mais sobre esses objetos intrigantes em um momento. A figura é um diagrama esquemático de H — R para uma grande amostra de estrelas, desenhado para tornar os diferentes tipos mais aparentes.
Agora, pense em nossa discussão sobre pesquisas com estrelas. É difícil traçar um diagrama H-R que seja realmente representativo de todas as estrelas porque a maioria das estrelas é tão fraca que não podemos vê-las fora de nossa vizinhança imediata. As estrelas traçadas na Figura\(\PageIndex{3}\) foram selecionadas porque suas distâncias são conhecidas. Esta amostra omite muitas estrelas intrinsecamente fracas que estão próximas, mas não tiveram suas distâncias medidas, então ela mostra menos estrelas fracas da sequência principal do que um diagrama “justo”. Para ser verdadeiramente representativo da população estelar, um diagrama H—R deve ser traçado para todas as estrelas a uma certa distância. Infelizmente, nosso conhecimento é razoavelmente completo apenas para estrelas dentro de 10 a 20 anos-luz do Sol, entre as quais não há gigantes ou supergigantes. Ainda assim, a partir de muitas pesquisas (e agora é possível fazer mais com telescópios novos e mais poderosos), estimamos que cerca de 90% das estrelas verdadeiras em geral (excluindo as anãs marrons) em nossa parte do espaço são estrelas da sequência principal, cerca de 10% são anãs brancas e menos de 1% são gigantes ou supergigantes.
Essas estimativas podem ser usadas diretamente para entender a vida das estrelas. Permita-nos outra rápida analogia com as pessoas. Suponha que pesquisemos pessoas assim como astrônomos pesquisam estrelas, mas queremos focar nossa atenção na localização de jovens, com idades entre 6 e 18 anos. As equipes de pesquisa se espalham e coletam dados sobre onde esses jovens são encontrados a todo momento durante um dia de 24 horas. Alguns são encontrados na pizzaria local, outros estão dormindo em casa, alguns estão no cinema e muitos estão na escola. Depois de entrevistar um grande número de jovens, uma das coisas que as equipes determinam é que, em média ao longo das 24 horas, um terço de todos os jovens são encontrados na escola.
Como eles podem interpretar esse resultado? Isso significa que dois terços dos estudantes faltam e o terço restante passa todo o tempo na escola? Não, devemos ter em mente que as equipes de pesquisa contaram os jovens durante todo o dia de 24 horas. Algumas equipes de pesquisa trabalhavam à noite, quando a maioria dos jovens estava em casa dormindo, e outras trabalhavam no final da tarde, quando a maioria dos jovens estava voltando da escola para casa (e era mais provável que estivesse comendo uma pizza). Se a pesquisa foi realmente representativa, podemos concluir, no entanto, que se uma média de um terço de todos os jovens for encontrada na escola, humanos de 6 a 18 anos devem passar cerca de um terço do tempo na escola.
Podemos fazer algo parecido com as estrelas. Descobrimos que, em média, 90% de todas as estrelas estão localizadas na sequência principal do diagrama H—R. Se pudermos identificar alguma atividade ou estágio da vida com a sequência principal, conclui-se que as estrelas devem passar 90% de suas vidas nessa atividade ou estágio da vida.
Entendendo a sequência principal
Em The Sun: A Nuclear Powerhouse, discutimos o Sol como uma estrela representativa. Vimos que o que estrelas como o Sol “fazem para viver” é converter prótons em hélio nas profundezas de seus interiores por meio do processo de fusão nuclear, produzindo energia. A fusão de prótons com hélio é uma fonte de energia excelente e duradoura para uma estrela porque a maior parte de cada estrela consiste em átomos de hidrogênio, cujos núcleos são prótons.
Nossos modelos computacionais de como as estrelas evoluem ao longo do tempo nos mostram que uma estrela típica passará cerca de 90% de sua vida fundindo o abundante hidrogênio em seu núcleo com hélio. Essa então é uma boa explicação de por que 90% de todas as estrelas são encontradas na sequência principal do diagrama H—R. Mas se todas as estrelas na sequência principal estão fazendo a mesma coisa (fundindo hidrogênio), por que elas estão distribuídas ao longo de uma sequência de pontos? Ou seja, por que eles diferem na luminosidade e na temperatura da superfície (que é o que estamos plotando no diagrama H-R)?
Para nos ajudar a entender como as estrelas da sequência principal diferem, podemos usar um dos resultados mais importantes de nossos estudos com estrelas modelo. Os astrofísicos conseguiram mostrar que a estrutura das estrelas que estão em equilíbrio e derivam toda sua energia da fusão nuclear é determinada de forma completa e única por apenas duas quantidades: a massa total e a composição da estrela. Esse fato fornece uma interpretação de muitas características do diagrama H—R.
Imagine um aglomerado de estrelas se formando a partir de uma nuvem de “matéria-prima” interestelar cuja composição química é semelhante à do Sol (descreveremos esse processo com mais detalhes em O Nascimento das Estrelas e a Descoberta de Planetas Fora do Sistema Solar, mas, por enquanto, os detalhes não nos preocuparão). Nessa nuvem, todos os aglomerados de gás e poeira que se tornam estrelas começam com a mesma composição química e diferem uns dos outros apenas em massa. Agora, suponha que calculemos um modelo de cada uma dessas estrelas para o momento em que ela se torna estável e obtém sua energia de reações nucleares, mas antes que tenha tempo de alterar sua composição consideravelmente como resultado dessas reações.
Os modelos calculados para essas estrelas nos permitem determinar suas luminosidades, temperaturas e tamanhos. Se representarmos graficamente os resultados dos modelos — um ponto para cada estrela modelo — no diagrama H-R, obteremos algo que se parece com a sequência principal que vimos para estrelas reais.
E aqui está o que descobrimos quando fazemos isso. As estrelas modelo com as maiores massas são as mais quentes e luminosas e estão localizadas no canto superior esquerdo do diagrama.
As estrelas-modelo de menor massa são as mais frias e menos luminosas e estão colocadas no canto inferior direito do gráfico. Todas as outras estrelas do modelo estão ao longo de uma linha que atravessa diagonalmente o diagrama. Em outras palavras, a sequência principal acaba sendo uma sequência de massas estelares.
Isso faz sentido se você pensar sobre isso. As estrelas mais massivas têm mais gravidade e, portanto, podem comprimir seus centros ao máximo. Isso significa que eles são os mais quentes por dentro e os melhores em gerar energia a partir de reações nucleares nas profundezas. Como resultado, eles brilham com a maior luminosidade e têm as temperaturas de superfície mais altas. As estrelas com menor massa, por sua vez, são as mais frias por dentro e as menos eficazes na geração de energia. Assim, eles são os menos luminosos e acabam sendo os mais frios da superfície. Nosso Sol está em algum lugar no meio desses extremos (como você pode ver na Figura\(\PageIndex{3}\)). As características das estrelas representativas da sequência principal (excluindo as anãs marrons, que não são estrelas verdadeiras) estão listadas na Tabela\(\PageIndex{2}\).
| Tipo espectral | Missa (Sol = 1) | Luminosidade (Sol = 1) | Temperatura | Raio (Sol = 1) |
|---|---|---|---|---|
| O5 | 40 | 7 × 10 5 | 40.000 KG | 18 |
| B0 | 16 | 2,7 × 10 5 | 28.000 KG | 7 |
| A0 | 3.3 | 55 | 10.000 KG | 2,5 |
| F0 | 1.7 | 5 | 7500 KG | 1.4 |
| G0 | 1.1 | 1.4 | 6000 KG | 1.1 |
| K0 | 0,8 | 0,35 | 5000 KG | 0,8 |
| M0 | 0,4 | 0,05 | 3500 KG | 0,6 |
Observe que já vimos esse número de 90% aparecer antes. Isso é exatamente o que descobrimos anteriormente quando examinamos a relação massa-luminosidade (Figura\(18.2.6\) na Seção 18.2). Observamos que 90% de todas as estrelas parecem seguir a relação; essas são as 90% de todas as estrelas que estão na sequência principal em nosso diagrama H-R. Nossos modelos e nossas observações concordam.
E as outras estrelas no diagrama H—R — os gigantes e supergigantes e as anãs brancas? Como veremos nos próximos capítulos, é nisso que as estrelas da sequência principal se transformam à medida que envelhecem: elas são os estágios finais da vida de uma estrela. À medida que uma estrela consome seu combustível nuclear, sua fonte de energia muda, assim como sua composição química e estrutura interna. Essas mudanças fazem com que a estrela altere sua luminosidade e temperatura da superfície para que ela não fique mais na sequência principal do nosso diagrama. Como as estrelas passam muito menos tempo nessas fases posteriores de suas vidas, vemos menos estrelas nessas regiões do diagrama H—R.
Extremos de luminosidades, diâmetros e densidades estelares
Podemos usar o diagrama H—R para explorar os extremos de tamanho, luminosidade e densidade encontrados entre as estrelas. Essas estrelas extremas não são interessantes apenas para os fãs do Livro de Recordes Mundiais do Guinness; elas podem nos ensinar muito sobre como as estrelas funcionam. Por exemplo, vimos que as estrelas mais massivas da sequência principal são as mais luminosas. Conhecemos algumas estrelas extremas que são um milhão de vezes mais luminosas que o Sol, com massas que excedem 100 vezes a massa do Sol. Essas estrelas superluminosas, que estão no canto superior esquerdo do diagrama H—R, são estrelas extremamente quentes e muito azuis do tipo espectral O. Essas são as estrelas que seriam mais visíveis a grandes distâncias no espaço.
As supergigantes frias no canto superior do diagrama H-R são até 10.000 vezes mais luminosas que o Sol. Além disso, essas estrelas têm diâmetros muito maiores que os do Sol. Conforme discutido acima, algumas supergigantes são tão grandes que, se o sistema solar pudesse estar centrado em uma, a superfície da estrela ficaria além da órbita de Marte (veja a Figura\(\PageIndex{5}\)). Teremos que perguntar, nos próximos capítulos, que processo pode fazer uma estrela inchar até um tamanho tão grande e quanto tempo essas estrelas “inchadas” podem durar em seu estado distendido.
Em contraste, as estrelas vermelhas, frias e de baixa luminosidade muito comuns na extremidade inferior da sequência principal são muito menores e mais compactas que o Sol. Um exemplo dessa anã vermelha é o Ross 614B, com uma temperatura superficial de 2700 K e apenas 1/2000 da luminosidade do Sol. Chamamos essa estrela de anã porque seu diâmetro é apenas 1/10 do do Sol. Uma estrela com uma luminosidade tão baixa também tem uma massa baixa (cerca de 1/12 da do Sol). Essa combinação de massa e diâmetro significa que ela está tão comprimida que a estrela tem uma densidade média cerca de 80 vezes a do Sol. Sua densidade deve ser maior, de fato, do que a de qualquer sólido conhecido encontrado na superfície da Terra. (Apesar disso, a estrela é feita de gás por toda parte porque seu centro é muito quente.)
No entanto, as estrelas vermelhas fracas da sequência principal não são as estrelas das densidades mais extremas. As anãs brancas, no canto inferior esquerdo do diagrama H—R, têm densidades muitas vezes maiores ainda.
As anãs brancas
A primeira estrela anã branca foi detectada em 1862. Chamado de Sirius B, ele forma um sistema binário com Sirius A, a estrela de aparência mais brilhante no céu. Ele escapou da descoberta e da análise por um longo tempo porque sua luz fraca tende a se perder no brilho da vizinha Sirius A (Figura\(\PageIndex{6}\)). (Como Sirius é frequentemente chamada de Estrela do Cão, sendo a estrela mais brilhante da constelação de Canis Major, o Cachorro Grande, Sirius B às vezes é apelidado de Filhote.)
Agora encontramos milhares de anãs brancas. \(\PageIndex{1}\)A tabela mostra que cerca de 7% das estrelas verdadeiras (tipos espectrais O — M) em nossa vizinhança local são anãs brancas. Um bom exemplo de uma anã branca típica é a estrela próxima 40 Eridani B. Sua temperatura superficial é relativamente quente de 12.000 K, mas sua luminosidade é de apenas 1/275 L do Sol. Os cálculos mostram que seu raio é de apenas 1,4% do Sol, ou aproximadamente o mesmo da Terra, e seu volume é 2,5 × 10—6 do do Sol. Sua massa, no entanto, é 0,43 vezes a massa do Sol, apenas um pouco menos da metade. Para encaixar uma massa tão substancial em um volume tão pequeno, a densidade da estrela deve ser cerca de 170.000 vezes a densidade do Sol, ou mais de 200.000 g/cm 3. Uma colher de chá desse material teria uma massa de cerca de 50 toneladas! Em densidades tão enormes, a matéria não pode existir em seu estado usual; examinaremos o comportamento particular desse tipo de matéria em A Morte das Estrelas. Por enquanto, apenas notamos que as anãs brancas são estrelas moribundas, chegando ao fim de suas vidas produtivas e prontas para o fim de suas histórias.
O astrofísico britânico (e divulgador da ciência) Arthur Eddington (1882-1944) descreveu a primeira anã branca conhecida desta forma:
A mensagem do companheiro de Sirius, quando decodificada, era: “Sou composto de material três mil vezes mais denso do que qualquer coisa que você já tenha encontrado. Uma tonelada do meu material seria uma pequena pepita que você poderia colocar em uma caixa de fósforos.” Que resposta alguém poderia dar a algo assim? Bem, a resposta que a maioria de nós deu em 1914 foi: “Cale-se; não fale bobagem”.
Hoje, no entanto, os astrônomos não apenas aceitam que existem estrelas tão densas quanto as anãs brancas, mas (como veremos) encontraram objetos ainda mais densos e estranhos em sua busca para entender a evolução de diferentes tipos de estrelas.
Conceitos principais e resumo
O diagrama de Hertzsprung-Russell, ou diagrama H—R, é um gráfico da luminosidade estelar em relação à temperatura da superfície. A maioria das estrelas está na sequência principal, que se estende diagonalmente pelo diagrama H-R de alta temperatura e alta luminosidade até baixa temperatura e baixa luminosidade. A posição de uma estrela ao longo da sequência principal é determinada por sua massa. Estrelas de alta massa emitem mais energia e são mais quentes do que estrelas de baixa massa na sequência principal. As estrelas da sequência principal derivam sua energia da fusão de prótons com hélio. Cerca de 90% das estrelas estão na sequência principal. Apenas cerca de 10% das estrelas são anãs brancas e menos de 1% são gigantes ou supergigantes.
Glossário
- Diagrama H-R
- (Diagrama de Hertzsprung-Russell) um gráfico da luminosidade em relação à temperatura da superfície (ou tipo espectral) para um grupo de estrelas
- sequência principal
- uma sequência de estrelas no diagrama de Hertzsprung-Russell, contendo a maioria das estrelas, que vai diagonalmente do canto superior esquerdo para o inferior direito
- anã branca
- uma estrela de baixa massa que esgotou a maior parte ou todo o seu combustível nuclear e entrou em colapso para um tamanho muito pequeno; essa estrela está perto de seu estado final de vida