Diagrama Hertzsprung-Russell

Em 1905, o astrônomo dinamarquês Einar Hertzsprung, e o norte-americano Henry Norris Russell, de forma independentemente constataram que a luminosidade das estrelas tende a diminuir quando o tipo espectral varia de O a M. Eles desenvolveram um gráfico/diagrama para representar a magnitude absoluta de uma estrela em função do tipo espectral. Esses diagramas, chamados de diagrama Hertzsprung-Russell ou diagrama HR, representam a luminosidade (ou a magnitude absoluta) no eixo dos Y e a temperatura estelar (ou o tipo espectral) 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, da via Láctea, 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, 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, seu raio R aumentará 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, tipo  corpo negro.

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