Sequência principal

A sequência principal (SP) é etapa mais longa da vida da estrela, quando ela está fundindo hidrogênio em hélio no núcleo e brilhando estavelmente, em equilíbrio hidrostático. Durante esse tempo as estrelas mantêm uma relação unívoca entre a luminosidade e a temperatura, determinada pela sua massa, formando uma faixa diagonal no diagrama HR, com as estrelas mais quentes (mais massivas), sendo as mais luminosas e as mais frias (as menos massivas) as menos luminosas.

A massa com que uma estrela se forma define a sua temperatura, a sua cor, o seu tamanho, a sua luminosidade e o seu tempo de vida da estrela na sequência principal. Quanto maior a massa, mais quente, mais azul e mais luminosa será a estrela, e menor será o seu tempo de vida.

A figura a ao lado mostra quatro exemplos de estrelas da SP (o número romano V ao lado da classe espectral das estrelas indica que são estrelas da sequência principal).



Spica é uma estrela de classe espectral B (cada classe espectral se subdivide em 10 categorias, de 0 a 9, no sentido de mais quente para mais fria, daí o número 1 ao lado do B), o que significa que é uma estrela com temperatura superficial de aproximadamente 20000 K, o que lhe confere uma cor branco-azulada. Sua massa inferida é onze vezes maior que a do Sol (11 M_Sol), seu raio aproximadamente 10 vezes maior que o do Sol e sua luminosidade mais de 1000 vezes maior que a do Sol. Seu tempo de vida na SP é da ordem de 10 milhões de anos.

Estrelas que se formam com massas maiores que a de Spica serão ainda maiores, mais quentes, mais azuladas e mais luminosas do que Spica. A estrela mais massiva conhecida tem massa em torno de 140 massas solares. Essas estrelas são chamadas supergigantes azuis.


Sírius, a estrela mais brilhante do céu noturno, é uma estrela de classe A o que significa que é uma estrela com temperatura superficial de aproximadamente 10000 K, e sua cor é esbranquiçada. Tem o dobro da massa do Sol e tem um tempo de vida 10 vezes menor.


O Sol é uma estrela mediana, pertencente à classe espectral G; sua temperatura superficial é da ordem de 5500 K, daí sua cor amarelada. A massa do Sol, que é a unidade de medida de massas das estrelas e das galáxias, é de 2x10³⁰ kg e seu raio é de 680 000 km. O Sol vai viver 10 bilhões de anos na SP>


Próxima Centauri, a companheira mais fraca do sistema estelar tripo de Alfa Centauro, está entre as menores estrelas da SP. É uma estrelinha vermelha, de tipo espectral M, com temperatura superficial em torno de 3000 K. Sua massa é 1 décimo da massa do Sol, mas mais viver muito mais do que ele: ficará 1 trilhão de anos na SP.

Fonte de energia

Durante a sequencia principal a estrela está produzindo sua energia por reações termonucleares ocorrendo apenas na sua parte mais central, o núcleo, que concentra aproximadamente 10% da massa da estrela. Somente essa região é quente o suficiente para produzir tais reações. O tipo de reação que está ocorrendo é a fusão de 4 núcleos de hidrogênio (4 prótons) para formar 1 núcleo de hélio.

Nesse processo, 0,7% da massa se transforma em energia (massa do nucleo de hélio = 99,3% da massa de 4 núcleos de hidrogênio), pela equação E_N ∝ M c² onde E_N significa energia produzida por fusão nuclear.

Tempo de vida

Por exemplo, a luminosidade do Sol é de 3,9 x 10²⁶ watts. Ele mantém essa luminosidade convertendo 600 milhões de toneladas de H em He a cada segundo, e dessas 600, aproximadamente 4 (=0,7% de 600) são convertidas em energia.

Para saber quanto tempo o Sol vai durar precisamos saber quanta energia ele pode produzir, o que depende de quanto hidrogênio ele tem para converter em hélio. A massa do Sol é 2 x 10³⁰ kg, portanto ele contém 2 x 10²¹ milhões de toneladas de H, mas apenas 10% da massa do Sol (a região do núcleo) é quente o suficiente para a fusão ocorrer, portanto a quantidade de energia que o Sol pode produzir é:

E_N = 0,7% x 10% x 2 x 10³⁰ kg x (3 x 10⁸ m/s)² = 1,26 x 10⁴⁴ J.

O tempo de vida do Sol na SP será
t_Sol = E_N / L = 1,26 x 10⁴⁴ J / 3,9 x 10²⁶ J/s = aproximadamente 10 bilhões de anos

O tempo de vida na SP das outras estrelas pode ser calculado em relação ao tempo de vida do Sol pois, como no caso do Sol, a energia que qualquer estrela pode produzir por reações termonucleares é proporcional à sua massa, (E _N = M c²) e a luminosidade, em geral, é proporcional à massa ao cubo (L ∝M³) (ver relação Massa- Luminosidade)

Portanto, o tempo de vida de uma estrela é inversamente proporcional ao quadrado de sua massa: t_est ∝M ^-2
Em relação ao tempo de vida do Sol:
t_est/t_sol = (M_est/M_sol)^-2 → t_est = (M_est/M_sol)^-2 x 10 bilhões de anos

Exemplo:

Qual o tempo de vida na SP de uma estrela de 20 massas solares?
Solução:
t_est = (20 M_Sol/1 M_sol)^-2 x 10 bilhões de anos = 20^-2 x 10 bilhões de anos = 1/400 x 10 bilhões de anos = 2,5 10^-3 x 10 bilhões de anos = 25 milhões de anos.

Evolução final das estrelas

Quando as estrelas consomem o hidrogênio no núcleo (raio de aproximadamente 50 000 km no Sol), que corresponde a aproximadamente 10% da sua massa total, elas saem da seqüência principal. A geração de energia passa a se dar em uma camada externa a este núcleo, com aproximadamente 2 000 km de espessura, onde a temperatura e a densidade são suficientes para manter as reações nucleares. Como nenhuma energia é gerada no núcleo nesta fase, ele se contrai rapidamente, e a luminosidade da estrela aumenta um pouco. As camadas externas se reajustam ao aumento de luminosidade expandindo-se, e como a área superficial aumenta, sua temperatura diminui. Desta forma, a luminosidade aumenta e a estrela torna-se mais vermelha, tornando-se uma gigantes vermelha. Quando o Sol atingir essa fase, daqui a 5 bilhões de anos, engolirá Mercúrio, Vênus e a Terra, chegando próximo à órbita de Marte. Na fase de gigantes vermelhas as estrelas produzem energia transformando hélio em carbono no núcleo, e hidrogênio em hélio em uma fina camada externa ao núcleo. Quando o hélio também se esgota no núcleo, as estrelas de massa até dez massas solares não têm mais como retirar energia pela fusão nuclear, pois sua temperatura do núcleo nunca ficará alta o suficiente (1 bilhão K) para fundir o carbono, portanto terminará sua vida com um núcleo de carbono. Já as estrelas com massas acima de 10 massas solares fundirão o carbono e sucessivamente neônio, magnésio, silício, até ter o núcleo de ferro.

Simulação da evolução de uma estrela como o Sol, que passa para a fase de gigante, supergigante, ejeta uma nebulosa planetária e transforma-se em uma anã branca.

A morte de uma estrela vai depender de sua massa. Se ela tiver menos de dez vezes a massa do Sol, quando tiver "queimado" todo o hélio do núcleo ela ejetará uma nebulosa planetária e o núcleo remanescente será uma Anã Branca As Anãs Brancas podem ter tamanhos comparáveis aos da Terra, porém com massas próximas às do Sol. Dessa forma uma colher de chá desse tipo de estrelas pesaria uma dezena toneladas!

                                                                                                     Simulação da explosão de uma estrela massiva

Se a estrela tiver uma massa maior que dez vezes a do Sol, ela terá uma morte catastrófica. A síntese de elementos mais pesados a partir de mais leves é um processo que libera energia para todos os elementos mais leves que o ferro, mas a fusão do ferro é uma reação que consome energia, em vez de liberar, então o ferro não funde. Sem produção de energia, a pressão cai bruscamente e as camadas externas começam a despencar em direção ao centro da estrela, ali encontram-se com o núcleo sólido de ferro e quicam, sendo ejetadas para o espaço a altas velocidades: É o que chamamos de Supernova. Com a energia dessa explosão são produzidos todos os elementos mais pesados que o ferro. Os gases liberados no espaço vão ser incorporados ao meio interestelar e a outras nebulosas, que poderão dar origem a novas estrelas.

O destino do núcleo que sobra após a explosão da supernova é novamente ditado pela massa. Se esta for menor que 2 ou 3 vezes a massa do Sol, virará uma estrela de nêutrons, com uma temperatura superficial acima de 1 milhão de graus K, massa de cerca de 1,46 MSol, raio de cerca de 20 km e densidade de 10¹⁴g/cm3. Se esta estrela possuir campo magnético forte, ela emitirá luz direcionada em um cone em volta dos pólos magnéticos, como um farol, e será um pulsar.

Se a massa que sobra após a explosão de supernova for maior do que 3 massas solares, o que pode acontecer se a estrela inicialmente tinha uma massa muito grande (maior do que 25 massas solares), então ela dará origem a um buraco negro.
 

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