21.2: O H-R e o estudo da evolução estelar

objetivos de aprendizagem

Ao final desta seção, você poderá:

• Determine a idade de uma protoestrela usando um diagrama H-R e a luminosidade e a temperatura da protoestrela
• Explique a interação entre gravidade e pressão e como resultado da protoestrela contratante muda sua posição no diagrama H-R

Uma das melhores maneiras de resumir todos esses detalhes sobre como uma estrela ou protoestrela muda com o tempo é usar um diagrama de Hertzsprung-Russell (H—R). Lembre-se de The Stars: A Celestial Census que, ao olhar para um diagrama H—R, a temperatura (o eixo horizontal) é plotada aumentando em direção à esquerda. À medida que uma estrela passa pelas fases de sua vida, sua luminosidade e temperatura mudam. Assim, sua posição no diagrama H—R, no qual a luminosidade é plotada em relação à temperatura, também muda. À medida que uma estrela envelhece, devemos redesenhá-la em diferentes lugares no diagrama. Portanto, os astrônomos costumam falar de uma estrela se movendo no diagrama H-R ou de sua evolução traçando um caminho no diagrama. Nesse contexto, “traçar um caminho” não tem nada a ver com o movimento da estrela no espaço; isso é apenas uma forma abreviada de dizer que sua temperatura e luminosidade mudam à medida que ela evolui.

Assista a uma animação das estrelas no enxame Omega Centauri enquanto elas se reorganizam de acordo com a luminosidade e a temperatura, formando um diagrama de Hertzsprung-Russell (H—R).

Para estimar o quanto a luminosidade e a temperatura de uma estrela mudam à medida que envelhece, devemos recorrer a cálculos. Os teóricos calculam uma série de modelos para uma estrela, com cada modelo sucessivo representando um ponto posterior no tempo. As estrelas podem mudar por vários motivos. As protoestrelas, por exemplo, mudam de tamanho porque estão se contraindo, e sua temperatura e luminosidade mudam à medida que o fazem. Depois que a fusão nuclear começa no núcleo da estrela (veja Estrelas da Adolescência à Velhice), as estrelas da sequência principal mudam porque estão consumindo seu combustível nuclear.

Dado um modelo que representa uma estrela em um estágio de sua evolução, podemos calcular como ela será um pouco mais tarde. Em cada etapa, o modelo prevê a luminosidade e o tamanho da estrela e, a partir desses valores, podemos descobrir a temperatura da superfície. Uma série de pontos em um diagrama H-R, calculada dessa forma, nos permite acompanhar as mudanças de vida de uma estrela e, portanto, é chamada de trilha evolutiva.

Trilhas evolutivas

Vamos agora usar essas ideias para acompanhar a evolução das protoestrelas que estão a caminho de se tornarem estrelas da sequência principal. As trilhas evolutivas de estrelas recém-formadas com uma variedade de massas estelares são mostradas na Figura\(\PageIndex{1}\). Esses objetos estelares jovens ainda não estão produzindo energia por meio de reações nucleares, mas eles derivam energia da contração gravitacional — por meio do tipo de processo proposto para o Sol por Helmhotz e Kelvin neste último século (veja o capítulo sobre O Sol: Uma Potência Nuclear).

Figura trilhas\(\PageIndex{1}\) evolutivas para a contratação de protoestrelas. As trilhas são traçadas no diagrama H-R para mostrar como estrelas de diferentes massas mudam durante as primeiras partes de suas vidas. O número próximo a cada ponto escuro em uma trilha é o número aproximado de anos que uma estrela embrionária leva para atingir esse estágio (os números são o resultado de modelos de computador e, portanto, não são bem conhecidos). Observe que a temperatura da superfície (K) no eixo horizontal aumenta para a esquerda. Você pode ver que quanto mais massa uma estrela tiver, menor será o tempo necessário para percorrer cada estágio. As estrelas acima da linha tracejada normalmente ainda estão cercadas por material que cai e estão escondidas por ele.

Inicialmente, uma protoestrela permanece bastante fria com um raio muito grande e uma densidade muito baixa. É transparente à radiação infravermelha, e o calor gerado pela contração gravitacional pode ser irradiado livremente para o espaço. Como o calor se acumula lentamente dentro da protoestrela, a pressão do gás permanece baixa e as camadas externas caem quase sem impedimentos em direção ao centro. Assim, a protoestrela sofre um colapso muito rápido, um estágio que corresponde às linhas aproximadamente verticais à direita da Figura\(\PageIndex{1}\). Conforme a estrela encolhe, sua área de superfície fica menor e, portanto, sua luminosidade total diminui. A rápida contração só cessa quando a protoestrela se torna densa e opaca o suficiente para reter o calor liberado pela contração gravitacional.

Quando a estrela começa a reter seu calor, a contração se torna muito mais lenta e as mudanças dentro da estrela contratante mantêm a luminosidade de estrelas como o nosso Sol aproximadamente constante. As temperaturas da superfície começam a aumentar e a estrela “se move” para a esquerda no diagrama H—R. As estrelas só se tornam visíveis pela primeira vez depois que o vento estelar descrito anteriormente limpa a poeira e o gás circundantes. Isso pode acontecer durante a fase de contração rápida para estrelas de baixa massa, mas estrelas de alta massa permanecem envoltas em poeira até terminarem sua fase inicial de contração gravitacional (veja a linha tracejada na Figura\(\PageIndex{1}\)).

Para ajudá-lo a acompanhar os vários estágios pelos quais as estrelas passam em suas vidas, pode ser útil comparar o desenvolvimento de uma estrela com o de um ser humano. (Claramente, você não encontrará uma correspondência exata, mas pensar nos estágios em termos humanos pode ajudá-lo a se lembrar de algumas das ideias que estamos tentando enfatizar.) As protoestrelas podem ser comparadas a embriões humanos — ainda incapazes de se sustentar, mas extraem recursos de seu ambiente à medida que crescem. Assim como o nascimento de uma criança é o momento em que ela é chamada a produzir sua própria energia (através da alimentação e da respiração), os astrônomos dizem que uma estrela nasce quando é capaz de se sustentar por meio de reações nucleares (produzindo sua própria energia).

Quando a temperatura central da estrela se torna alta o suficiente (cerca de 12 milhões de K) para fundir hidrogênio em hélio, dizemos que a estrela atingiu a sequência principal (um conceito introduzido em The Stars: A Celestial Census). Agora é uma estrela de pleno direito, mais ou menos em equilíbrio, e sua taxa de mudança diminui dramaticamente. Somente o esgotamento gradual do hidrogênio à medida que ele é transformado em hélio no núcleo muda lentamente as propriedades da estrela.

A massa de uma estrela determina exatamente onde ela cai na sequência principal. Como\(\PageIndex{1}\) mostra a Figura, estrelas massivas na sequência principal têm altas temperaturas e altas luminosidades. Estrelas de baixa massa têm baixas temperaturas e baixas luminosidades.

Objetos de massa extremamente baixa nunca atingem temperaturas centrais altas o suficiente para desencadear reações nucleares. A extremidade inferior da sequência principal para onde as estrelas têm uma massa quase insuficiente para sustentar reações nucleares a uma taxa suficiente para impedir a contração gravitacional. Essa massa crítica é calculada como sendo cerca de 0,075 vezes a massa do Sol. Conforme discutimos no capítulo “Analisando a luz das estrelas”, os objetos abaixo dessa massa crítica são chamados de anãs marrons ou planetas. No outro extremo, a extremidade superior da sequência principal termina no ponto em que a energia irradiada pela estrela massiva recém-formada se torna tão grande que interrompe a acumulação de matéria adicional. O limite superior da massa estelar está entre 100 e 200 massas solares.

Escalas temporais evolutivas

O tempo que uma estrela leva para se formar depende de sua massa. Os números que marcam os pontos em cada faixa na Figura\(\PageIndex{1}\) são os tempos, em anos, necessários para que as estrelas embrionárias atinjam os estágios que discutimos. Estrelas de massas muito maiores que as do Sol alcançam a sequência principal em alguns milhares a um milhão de anos. O Sol precisou de milhões de anos antes de nascer. Dezenas de milhões de anos são necessários para que estrelas de menor massa evoluam para a sequência principal inferior. (Veremos que isso acaba sendo um princípio geral: estrelas massivas passam por todos os estágios da evolução mais rápido do que estrelas de baixa massa.)

Vamos retomar os estágios subsequentes da vida de uma estrela em Estrelas da Adolescência à Velhice, examinando o que acontece depois que as estrelas chegam na sequência principal e iniciam uma “adolescência prolongada” e uma “idade adulta” de fusão de hidrogênio para formar hélio. Mas agora queremos examinar a conexão entre a formação de estrelas e planetas.

Resumo

A evolução de uma estrela pode ser descrita em termos de mudanças em sua temperatura e luminosidade, que podem ser melhor seguidas traçando-as em um diagrama H-R. As protoestrelas geram energia (e calor interno) por meio da contração gravitacional que normalmente continua por milhões de anos, até que a estrela alcance a sequência principal.