Em 1905, o astrônomo dinamarquês Einar Hertzsprung, e independentemente o norte-americano Henry Norris Russell, constataram que a luminosidade das estrelas tende a diminuir quando o tipo espectral varia de O a M. Eles desenvolveram uma técnica para graficar a magnitude absoluta de uma estrela em função do tipo espectral.
Esses diagramas, chamados de diagrama
Hertzsprung-Russell ou diagrama HR, plotam a
luminosidade no eixo dos Y e a temperatura estelar no eixo dos X,
como mostrado abaixo.
Note que as escalas não são lineares. Estrelas quentes ocupam o lado esquerdo do diagrama, estrelas frias estão no lado direito. Estrelas luminosas estão no topo e as de baixa luminosidade embaixo. Nosso Sol é uma estrela ordinária e se encontra na parte do meio.
O diagrama HR para as estrelas mais próximas
do sistema solar é mostrado abaixo:
A maior parte das estrelas é de mais baixa luminosidade e mais fria do que o Sol. Há também um grupo de estrelas vermelhas (bem frias) e muito luminosas (chamadas de supergigantes vermelhas) e algumas estrelas quentes, mas pouco luminosas (chamadas de anãs brancas). Veremos mais adiante que as estrelas iniciam sua existência na faixa diagonal que corre do topo à esquerda para a base à direita (chamada de seqüência principal) e evoluem mudando de posição no diagrama HR.
Algumas regiões do diagrama HR recebem nomes.
As estrelas mais luminosas, por exemplo, são chamadas de
supergigantes. Estrelas acima e à direita da
seqüência
principal (portanto mais luminosas e mais frias) são denominadas
de gigantes vermelhas. Estrelas da seqüência principal
são por
vezes chamadas de anãs e às vezes simplesmente de
estrelas
"normais" (por serem as mais comuns). E as estrelas
pouco luminosas e relativamente quentes da parte inferior
esquerda são as anãs brancas.
Podemos usar a Lei de Stefan-Boltzmann, já vista anteriormente, para entender como o tamanho das estrelas varia no diagrama HR. Esta lei estabelece que
L = 4pR2 sT4
Logo, se L aumenta a uma T fixa (uma linha vertical no diagrama HR), o raio das estrelas também aumenta. E se T aumenta a L fixo (linha horizontal), R diminui. Por exemplo, seja uma estrela cuja luminosidade L aumenta por um fator 4 e cuja temperatura se mantém constante. Por quantas vezes aumentará seu raio R? Resp.: 2 vezes.
Em um gráfico de log L x log T, o termo em R
quadrático na equação acima representa uma linha
reta no
diagrama HR. Isso implica que o tamanho de uma estrela pode ser
facilmente lido do diagrama, uma vez conhecida sua
posição.
O diagrama HR é um instrumento essencial para o estudo da evolução estelar. Estrelas iniciam sua evolução na seqüência principal, tornam-se gigantes ou supergigantes e se extingüem como anãs brancas ou, em casos mais raros, de forma explosiva e peculiar (como estrelas de neutrons e buracos negros, que não podem ser graficados no diagrama HR).
Fusão Termonuclear:
A essência de uma estrela está em seu processo de produção de energia. Graças ao fato de que energia é produzida em uma estrela e dela irradiada na forma de luz é que podemos vê-la. A produção constante de energia também mantém a pressão interna no interior da estrela, contrabalançando a pressão gravitacional e mantendo a estrela em equilíbrio hidrostático. A fonte de energia nas estrelas é, na maior parte de sua evolução, a fusão nuclear.
Normalmente, partículas com cargas iguais (positiva-positiva ou negativa-negativa) se repelem mutuamente, devido à força elétrica. A temperaturas de alguns milhões de graus, as partículas carregadas no interior de uma estrela têm energia suficiente para superar a repulsão elétrica. Prótons (que são núcleos de hidrogênio) então conseguem aproximar-se o suficiente para que forças nucleares os levem a fundir-se em núcleos mais pesados, como o de hélio.
Essas reações de fusão liberam
energia,
basicamente na forma de luz de altíssima energia: os raios gama.
Contudo, um grande número de outras partículas é
também
produzido, como neutrinos e elétrons de anti-matéria, os
pósitrons.
O ciclo de reações nucleares mais simples, e que tem como
resultado a transformação de núcleos de
hidrogênio em núcleos
de hélio, é o ciclo próton-próton, que
ocorre em todas as
estrelas da seqüência principal. Este ciclo é
composto de
quatro estágios:
Todos os raios gama são espalhados incontáveis vezes, perdendo energia e produzindo radiação de menor energia como luz visível, ultra-violeta, infra-vermelho e rádio. O resultado final é um espectro de radiação eletromagnética que forma um contínuo típico de um irradiador ideal de energia térmica (corpo negro).