Quando estrelas se formam, elas o fazem a partir de grandes nuvens de gás molecular. Isso significa que elas se formam em grupos ou aglomerados de estrelas, já que as nuvens moleculares possuem centenas de massas solares de gás. Após o gás remanescente da formação estelar ser aquecido e ejetado, as estrelas se aglomeram em função da gravidade. Ao interagirem gravitacionalmente, estrelas trocam energia mecânica umas com as outras e algumas podem eventualmente ter energia suficiente para escapar do proto-aglomerado. As restantes se manterão ligadas ao sistema, compartilhando do mesmo campo gravitacional , e nele orbitando indefinidamente.
Quando um aglomerado é jovem, suas estrelas
mais
luminosas são de tipo espectral O, B e A. Aglomerados jovens na
Galáxia
são chamados de aglomerados abertos, pois suas estrelas
se
distribuem de maneira dispersa e irregular. Aglomerados abertos
contêm
entre 100 e 1000 estrelas componentes. Um exemplo é o par de
aglomerados
abaixo.
E o aglomerado "Caixa de Jóias":
Na época em que se formou a Galáxia,
aglomerados
muito grandes, chamados de aglomerados globulares, foram
formados
a partir de nuvens moleculares gigantes. Aglomerados globulares
contêm
cerca de 10000 membros ou mais, são compactos e têm forma
esférica
(daí o nome). Suas estrelas figuram entre as mais velhas da
Galáxia.
Um exemplo é M13 (o objeto de número 13 do
catálogo
Messier), mostrado abaixo:
Diagramas HR de aglomerados:
Como todas as estrelas de um aglomerado se formam ao mesmo tempo, todas têm a mesma idade. Um aglomerado muito jovem terá um diagrama HR contendo estrelas T-Tauri evoluindo para a seqüência principal. À medida em que passa o tempo, as estrelas de maior massa, no topo da seqüência principal, evoluem e se tornam supergigantes vermelhas. Dessa forma, quanto mais velho o aglomerado, menor a extensão da parte superior da seqüência principal. Além disso, maior será o número de estrelas gigantes e supergigantes vermelhas na parte superior direita do diagrama HR.
Este efeito de mudança de um diagrama HR com a idade do aglomerado é um instrumento poderoso para os modelos de evolução estelar. Com o auxílio de um computador, podemos acompanhar as mudanças sofridas por estrelas de várias massas ao longo do tempo, tais como previstas por um modelo evolutivo. Um diagrama HR teórico pode então ser construído para diferentes idades. As observações dos diagramas dos aglomerados podem então ser confrontadas com as previsões do modelo, permitindo assim testar a validade deste último e, em última análise, de nossa compreensão de como estrelas evoluem e dos processos físicos em seus interiores que causam esta evolução.
Como obter um diagrama HR de um aglomerado? Faz-se
necessário
obter medidas fotométricas (magnitudes aparentes e cores) para
um
número grande de suas estrelas componentes. Cada estrela pode
ser
graficada de acordo com sua magnitude e cor, sendo a primeira uma
medida
da luminosidade (lembre-se que todas as estrelas do aglomerado
estão
à mesma distância de nós) e a segunda relacionada
com
a temperatura. Abaixo, mostramos um diagrama HR, construído
dessa
forma, para o aglomerado globular M13.
Note que a seqüência principal de M13 só existe até estrelas de massa intermediária ou baixa, estando o topo da seqüência próximo à posição de estrelas com pouco mais do que 1 massa solar (B-V ~ 0.4). Todas as estrelas mais azuis do que o ponto de "turn-off" já exauriram seu hidrogênio nuclear e evoluíram para o ramo de gigantes ou supergigantes vermelhas. Dessa forma, vemos um ramo de gigantes vermelhas muito bem desenvolvido, assim como, um ramo horizontal, para onde evoluem as estrelas ao saírem do ramo de gigantes (ver as seções sobre evolução estelar).
Se graficarmos juntos diagramas HR de vários
aglomerados
diferentes obteremos o seguinte:
A compreensão da variação no
tempo
de vida das estrelas da seqüência principal é um
assunto
para a Física Nuclear. Conhecidas as posições do
"turn-off" para vários aglomerados, podemos estimar suas idades.
As idades dos
aglomerados e das estrelas em geral, juntamente com sua
posição
no interior da nossa Galáxia, por seu turno, permite-nos
entender
melhor como esta última se formou. Ao fazermos isso,
concluímos
que os aglomerados mais velhos são os globulares e que estes
estão
distribuídos em um halo aproximadamente esférico em torno
do
centro da Galáxia. Já os aglomerados abertos, que
são
mais jovens, se encontram no plano do disco, ao longo dos braços
espirais.
Estrelas variáveis:
Os astrônomos notaram que havia uma lacuna nos diagramas HR de aglomerados velhos. As poucas estrelas que se situam nesta lacuna, variam de brilho com o tempo. Devido a esta aparente instabilidade das estrelas situadas na lacuna, esta última passou a ser chamada de faixa de instabilidade. As estrelas na faixa de instabilidade são denominadas estrelas variáveis.
Os dois tipos mais famosos de variáveis
são as Cefeidas e as RR Lyrae. Ambos os tipos
obedecem a uma relação
entre o período de variação de seu fluxo e a sua
luminosidade
média. Esta relação período-luminosidade
significa que a um valor de período de
oscilação corresponde um
valor de luminosidade e vice-versa. Determinando-se o período de
uma Cefeida ou RR Lyrae, podemos então inferir sua luminosidade
(ou magnitude
absoluta). Esta, associada a uma medida de fluxo (magnitude aparente),
nos
permite determinar a distância à estrela. Medidas feitas
para
estrelas variáveis em galáxias próximas nos
permitem
determinar as distâncias a estas galáxias. Estas estrelas
variáveis
são, portanto, ótimos indicadores de
distância.
Abaixo vemos um diagrama HR contendo a seqüência principal,
o
ramo de gigantes e a faixa de instabilidade, dentro da qual vemos as
posições das Cefeidas e das RR Lyrae.
As Cefeidas são muito luminosas, com luminosidades médias da ordem de 1,000 a 100,000 vezes a luminosidade do Sol. Seus períodos de variação são da ordem de alguns dias. As RR Lyrae são menos luminosas do que as Cefeidas, mas ainda assim umas 100 vezes mais luminosas do que o Sol.
O mecanismo responsável pela variação de brilho destas estrelas é a pulsação. Em estrelas normais, a pressão interna contrabalança a gravidade. Já estrelas situadas na faixa de instabilidade sofrem mudanças abruptas na sua taxa de produção de energia. Semelhante ao empurrão em um balanço, estas mudanças tiram a estrela de seu equilíbrio. Se a pressão interna é maior do que a pressão gravitacional, a estrela se expande, o que leva a um decréscimo na pressão até que esta se iguale à gravitacional. Mas o material em expansão continua a se mover um pouco além do ponto de equilíbrio devido à sua inércia. Assim, o peso das regiões internas agora excede a pressão interna do gás, levando à contração da estrela, terminando um ciclo de pulsação.
Este ciclo de pulsação é
mostrado
abaixo, juntamente com as variações de tamanho e
temperatura
da estrela variável e sua curva de luz resultante. Note que a
luminosidade da estrela é máxima quando seu raio é
mínimo
e sua temperatura máxima (cor azul). Isso porque a Lei de
Stefan-Boltzmann
nos mostra que a dependência da luminosidade com a temperatura
é
maior do que com o raio. Apenas para lembrar, a Lei de Stefan-Boltzmann
nos
diz que:.
L = 4pR2 sT4
Assim, L depende da 4a potência de T e da 2a potência de R.
Naturalmente, como uma bola quicando, a
pulsação
de uma variável eventualmente cessa por perda de energia.
Contudo,
uma camada de hélio ionizado funciona como uma válvula de
armazenamento
de energia. Quando a estrela contrai, o hélio se ioniza e
armazena
energia. O hélio ionizado aumenta a opacidade do interior da
estrela
à radiação, o que leva à
acumulação
de calor e posterior expansão. Na figura abaixo mostramos este
processo:
a energia do material em contração de um ciclo anterior
é
usada para ionizar átomos de He. Com isso aumenta a opacidade, o
que
faz com que acumule-se mais energia térmica para eventualmente
levar
a um novo ciclo de expansão.
