08 O Diagrama Hertzsprung-Russell

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O diagrama Hertzsprung ­ Russell 
A astronomia é uma ciência bastante peculiar. Ao contrário da física, que pode realizar experiências em laboratórios, a astronomia 
muitas vezes procura evidências indiretas que permitam aos cientistas conhecerem as propriedades dos astros. Entre os vários 
processos deste tipo utilizados pelos astrônomos um dos mais bem estabelecidos é a comparação de certas propriedades dos corpos 
celestes com o objetivo de verificar se existem correspondências entre elas. Processos como esse nos permitem saber um pouco mais 
sobre as propriedades físicas dos objetos estudados. 
Mas quais são as propriedades que caracterizam as estrelas? Não é preciso ser um astrônomo profissional para notar as grandes 
diferenças que existem entre as estrelas. Observe a fotografia abaixo, obtida pelo Hubble Space Telescope, da NASA/ESA, e que nos 
mostra a belíssima região da constelação Sagittarius. Observe as diferenças de cores entre as estrelas. Observe também as diferenças 
de luminosidade e as diferenças em tamanho aparente. Por que as estrelas são diferentes? 
À primeira vista poderiamos supor que essas diferenças fossem características das estrelas que pertencem à nossa Galáxia. Não é 
verdade. A imagem seguinte, também obtida pelo Hubble Space Telescope, mostra uma região estelar da Grande Nuvem de 
Magalhães, uma galáxia vizinha à nossa. Nela podemos distinguir estrelas completamente diferentes. Qual seria, então, a origem 
dessa diferença?
http://www.on.br/site_edu_dist_2007/site/conteudo/modulo2/4_diagrama_h-r/imagens/9830a.jpg
Hoje sabemos que as estrelas são objetos muito distintos uns dos outros. Suas propriedades observacionais ou seja, a massa, a 
luminosidade, o raio e a temperatura, nos revelam que podemos encontrar estrelas distribuidas nos seguintes intervalos: 
10 ­1 Msol < Mestrela < 70 Msol 
10 ­4 Lsol < Lestr ela < 10 6 Lsol 
10 ­2 Rsol < Restr ela < 10 3 Rsol 
10 3 K < Tsuper fície da estr ela < 10 5 K 
Nos limites acima não incluímos fenômenos tais como a explosão de estrelas, conhecidos como supernovas, e as estrelas de 
nêutrons. Mesmo assim vemos que os intervalos de valores são surpreendentes. Só o intervalo de luminosidade nos mostra que as 
estrelas variam em 10 10 ordens de magnitude! 
Como exemplos destas incríveis diferenças, as duas imagens mostradas abaixo, obtidas pelo Hubble Space Telescope, revelam 
duas estrelas extremas. Na primeira imagem vemos a estrela Gliese 623b, uma das menores estrelas conhecidas com uma massa 
10 vezes menor do que a do Sol e 60000 vezes mais fraca do que ele. Ela é apenas oito vezes mais brilhante do que a Lua Cheia. 
A estrela Gliese 623b está localizada na constelação Hercules, a 25 anos­luz de nós.
http://www.on.br/site_edu_dist_2007/site/conteudo/modulo2/4_diagrama_h-r/imagens/9944a.jpg
A seguir vemos a imagem de um objeto inteiramente diferente de Gliese 623b. Aqui está a estrela Pistol, situada a 25000 anos­luz 
de nós na constelação Sagittarius. Esta monstruosa estrela pode ter começado sua vida com cerca de 200 massas solares. A 
nebulosidade que você vê em torno dela é matéria ejetada de sua superfície. Esta matéria equivale a várias vezes a massa do Sol 
e se espalha pelo espaço interestelar por uma distância superior àquela que existe entre o nosso Sol e a estrela mais próxima, 
Proxima Centauri. Hoje a estrela Pistol deve ter uma massa 100 vezes maior do que a massa do Sol.
http://www.on.br/site_edu_dist_2007/site/conteudo/modulo2/4_diagrama_h-r/imagens/pistol.jpg
Qual a razão das estrelas se apresentarem de modos tão diferentes? Para responder a isso, os astrônomos 
procuraram comparar as propriedades das estrelas de modo a verificar se havia algum relacionamento entre elas. 
Relacionando propriedades das estrelas 
Em 1911 o astrônomo dinamarquês Ejnar Hertzsprung fez um gráfico relacionando a luminosidade de algumas estrelas observadas 
com as temperaturas que elas apresentavam. Neste gráfico ficou claro que as estrelas não se distribuiam uniformemente mas se 
agrupavam em regiões bem definidas. 
Independentemente de Hertzsprung, o astrônomo norte­americano Henry Norris Russelll fez, em 1914, o mesmo tipo de trabalho 
com um outro grupo de estrelas, obtendo o mesmo resultado. 
A este tipo de gráfico relacionando a luminosidade de uma estrela com a sua temperatura damos o nome de diagrama 
Hertzsprung­Russell ou, abreviadamente, diagrama H­R. 
Mostramos abaixo o diagrama Hertzsprung­Russell, ou diagrama H­R. 
Basta olhar para o diagrama H­R para notar que ele não é uniformemente povoado. Como já dissemos, as estrelas se dispõem, 
preferencialmente, em certas regiões do diagrama. 
A maioria das estrelas estão localizadas ao longo de uma faixa diagonal, encurvada, que domina o diagrama H­R. A esta região 
damos o nome de seqüência principal. As estrelas que estão localizadas nesta região são chamadas de estrelas da seqüência 
principal, denominação essa que usaremos muito durante o nosso curso. 
Entretanto, existem outras regiões do diagrama H­R onde há uma grande concentração de estrelas. Estas regiões abrigam certos 
tipos de estrelas que recebem a denominação de estrelas gigantes, estrelas supergigantes e estrelas anãs brancas.
Como compreender o diagrama H­R? 
O diagrama H­R é um dos mais importantes recursos para o entendimento do processo de evolução de uma estrela. Vamos olhar 
cuidadosamente para ele. Veja que no eixo inferior a temperatura está aumentando da direita para a esquerda. Ao mesmo tempo 
o eixo vertical do diagrama mostra luminosidades que aumentam à medida que subimos ao longo dele, com todos os valores 
mostrados como múltiplos da luminosidade do Sol (isto facilita a comparação das luminosidades). 
Observe que as estrelas da seqüência principal aparecem de várias formas. Temos estrelas com temperaturas baixas, cerca de 
3000 K (no canto inferior direito) e estrelas de altíssima temperatura, cerca de 25000 K (no canto superior direito). Vemos então 
que as estrelas da seqüência principal podem ter as mais variadas temperaturas, e correspondentes luminosidades, como 
mostrado pelo diagrama H­R. 
No entanto, quando olhamos para os agrupamentos das estrelas anãs brancas, das estrelas gigantes ou das estrelas 
supergigantes no diagrama H­R vemos que elas só são encontradas em intervalos muito mais restritos de temperatura e 
luminosidade. Por exemplo, você não verá estrelas anãs brancas 1000 vezes mais luminosas que o Sol. Também não verá estrelas 
gigantes com temperaturas da ordem de 25000 K. 
As estrelas gigantes são estrelas mais frias do que o Sol, embora sejam muito maiores e mais brilhantes do que ele. As estrelas 
anãs brancas são muito mais quentes do que o Sol, sendo portanto muito mais azuis do que ele. Ao mesmo tempo, as estrelas 
anãs brancas são menos luminosas do que o Sol e muito pequenas, muito menores que ele. 
Por estabelecer uma relação entre a temperatura e a luminosidade de uma estrela o diagrama H­R pode nos revelar a 
luminosidade de um objeto que emite radiação térmica: 
L ~ R 2 T 4
Esta equação nos diz que a luminosidade observada de uma estrela é proporcional ao valor de seu raio elevado ao quadrado 
multiplicado pelo valor de sua temperatura elevada à quarta potência. Além disso ela nos dá uma outra informação adicional. Se 
conhecemos a luminosidade e a temperatura de uma estrela, o diagrama H­R nos fornece uma estimativa do seu raio, como vemos 
abaixo. 
Esquematicamente podemos ver que, em relação ao Sol, as estrelas se distribuem nas regiões mostradas abaixo.
O diagrama H­R e a evolução das estrelas 
Uma vez que luminosidade, temperatura e raio são propriedades características de cada estrela, o diagrama H­R, por relacionar 
estas propriedades, é um dos mais importantes auxiliares do astrônomo. O diagrama H­R está intimamente ligado ao processo de 
evolução das estrelas. Ele nos mostra as mudanças que ocorrem à medida que a estrela evolue. 
A maioria das estrelas que conhecemos ficam situadas na região que chamamos de seqüênciaprincipal. A razão para isto é muito 
simples. As estrelas passam a maior parte de suas vidas realizando a transformação de hidrogênio em hélio através dos processos 
nucleares que ocorrem no seu interior. A seqüência principal é a faixa que congrega todas as estrelas que estão nesta fase de suas 
vidas. Como este período é o mais longo na vida de uma estrela, é natural que encontremos a maior parte delas localizadas nesta 
faixa. 
Após alguns milhões de anos as estrelas começam a sofrer mudanças essenciais na sua estrutura interna. Essas mudanças se 
apresentam como variações de tamanho, temperatura, e luminosidade. Quando isto acontece, as estrelas saem da seqüência 
principal e começam a se deslocar ao longo do diagrama H­R. 
Se você começou a se perguntar como é que as estrelas chegam na seqüência principal, isto é um bom sinal. Vamos ver como isso 
acontece.