Fundamentos de Astronomia 3

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FUNDAMENTOS DE 
ASTRONOMIA 
AULA 3 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Prof. Daniel Guimarães Tedesco 
 
 
 
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CONVERSA INICIAL 
Nesta etapa, vamos concentrar nossa atenção em um dos astros mais 
importantes para a vida como a conhecemos: o Sol. Vamos começar explorando 
a estrutura do Sol, entendendo suas camadas e discutindo como o Sol gera 
energia através da fusão nuclear. Em seguida, abordaremos o Diagrama de 
Hertzsprung-Russell (HR), uma ferramenta essencial na astronomia. Esse 
diagrama não apenas nos ajuda a entender a classificação das estrelas, mas 
também revela suas idades, composições e distâncias. Vamos aprender a 
identificar diferentes tipos de estrelas no diagrama, como anãs brancas, gigantes 
vermelhas e a sequência principal, e entender o que cada posição no diagrama 
significa em termos de temperatura, luminosidade e tamanho estelar. 
Falaremos também da relação entre massa e luminosidade das estrelas. 
Esta seção irá esclarecer como a massa de uma estrela pode influenciar sua 
luminosidade, temperatura e cor. Vamos explorar como estrelas maiores tendem 
a ser mais luminosas, mas têm vidas mais curtas, enquanto estrelas menores, 
como anãs vermelhas, brilham com menos intensidade, mas podem viver por 
trilhões de anos. 
Por fim, discutiremos o tempo de vida das estrelas e como ele está 
intrinsecamente ligado à sua massa. Exploraremos o ciclo de vida estelar, desde 
o nascimento em nebulosas até o eventual colapso em anãs brancas, estrelas 
de nêutrons ou buracos negros. Ao final desta etapa, teremos uma compreensão 
mais profunda não apenas do Sol, mas também das estrelas que iluminam nosso 
céu noturno. 
TEMA 1 – SOL: ESTRUTURA E ENERGIA 
O Sol, que é a estrela mais próxima de nós e a mais estudada, é 
essencialmente uma vasta bola de gás brilhante. No seu núcleo, a energia é 
gerada através de reações termonucleares. O estudo do Sol nos ajuda a 
entender melhor as outras estrelas, que, devido à sua distância, parecem apenas 
pequenos pontos de luz para nós. Embora o Sol pareça grande e luminoso1, ele 
é na verdade uma estrela bem comum. 
 
 
1 Comparando o brilho do Sol com a estrela mais brilhante, Sírius, notamos uma diferença de 
cerca de 200 bilhões de vezes maior do que esta. 
 
 
3 
Tabela 1 – Alguns dados solares 
Massa 𝑴𝑴⨀ = 𝟏𝟏,𝟗𝟗𝟗𝟗𝟗𝟗 × 𝟏𝟏𝟏𝟏𝟑𝟑𝟏𝟏𝒌𝒌𝒌𝒌 
Raio 𝑹𝑹⨀ = 𝟔𝟔,𝟗𝟗𝟔𝟔𝟏𝟏 × 𝟏𝟏𝟏𝟏𝟗𝟗𝒌𝒌𝒌𝒌 
Densidade média 𝝆𝝆 = 𝟏𝟏𝟏𝟏𝟏𝟏𝟗𝟗 𝒌𝒌𝒌𝒌/𝒎𝒎𝟑𝟑 
Densidade central 𝝆𝝆𝒄𝒄 = 𝟏𝟏,𝟔𝟔 × 𝟏𝟏𝟏𝟏𝟓𝟓𝒌𝒌𝒌𝒌/𝒎𝒎𝟑𝟑 
Distância 𝟏𝟏𝟏𝟏𝟏𝟏 = 𝟏𝟏,𝟏𝟏𝟗𝟗𝟔𝟔 × 𝟏𝟏𝟏𝟏𝟗𝟗𝒌𝒌𝒎𝒎 
Luminosidade 𝑳𝑳⨀ = 𝟑𝟑,𝟗𝟗 × 𝟏𝟏𝟏𝟏𝟑𝟑𝟑𝟑𝒆𝒆𝒆𝒆𝒌𝒌/𝒔𝒔 
Temperatura efetiva 𝑻𝑻𝒆𝒆𝒆𝒆 = 𝟓𝟓𝟓𝟓𝟗𝟗𝟓𝟓𝟓𝟓 
Temperatura central 𝑻𝑻𝒄𝒄𝒆𝒆𝒄𝒄𝒄𝒄𝒆𝒆𝒄𝒄𝒄𝒄 = 𝟏𝟏,𝟓𝟓 × 𝟏𝟏𝟏𝟏𝟓𝟓𝟓𝟓 
Composição química principal 
• Hidrogênio = 91,2% 
• Hélio = 8,7% 
• Oxigênio = 0,078% 
• Carbono = 0,049% 
 
Na Tabela 1, podemos ver alguns dados importantes que servem inclusive 
para comparação com outros sistemas. A exemplo da massa solar 𝑴𝑴⨀ e do raio 
solar 𝑹𝑹⨀, que são muito utilizados em comparação com outras estrelas, e a 
unidade astronômica 𝟏𝟏𝟏𝟏, que é definida como a distância entre a Terra e o Sol. 
1.1 Breve sobre tomada de dados astronômicos 
Talvez você tenha se perguntado: como sabemos desses dados do Sol 
se nunca conseguimos chegar lá? Antes de você começar a ficar mais duvidoso 
olhando as falas posteriores sobre a estrutura solar também causaria uma certa 
estranheza, vamos falar rapidamente sobre os dados e medidas que foram 
feitas. 
Alguns dados são fáceis de entender: 
• A distância do Sol é determinada por meio de ondas de rádio direcionadas 
a um planeta em uma posição favorável em sua órbita, como Vênus. 
• O tamanho do Sol é calculado a partir de seu tamanho angular e distância. 
• A massa do Sol é medida através do movimento orbital da Terra ou de 
outros planetas, utilizando a Terceira Lei de Kepler. 
• Com base na massa e no raio do Sol, podemos calcular sua densidade 
média, o que nos permite inferir sua composição química média. 
Outras características do Sol são determinadas com modelos 
fenomenológicos e/ou matemáticos. Um exemplo é a equação de equilíbrio 
 
 
4 
hidrostático, que nos permite determinar a pressão e a temperatura no centro do 
Sol, as quais devem ser extremamente altas para suportar o peso das camadas 
externas. 
1.1.1 Espectroscopia: emissão e absorção 
Rapidamente: todo corpo emite e absorve radiação, fenômeno conhecido 
como radiação térmica. Quando falamos em radiação, estamos nos referindo à 
energia sendo propagada no espaço, e para estudar os objetos astronômicos é 
muito utilizada a espectroscopia. 
Figura 1 – Fenômeno de difração da luz branca 
 
Créditos: ALBERT STEPHEN JULIUS/Shutterstock. 
A espectroscopia é o estudo da interação entre a radiação 
eletromagnética e a matéria. Ela é realizada decompondo a luz em suas cores 
constituintes, as quais são chamadas de espectro, sendo possível utilizá-las para 
determinar informações como a temperatura de um objeto e quais elementos e 
compostos o constituem, sem a necessidade de uma amostra direta. Logo, é a 
ferramenta perfeita para a Astronomia, visto que não é viável fazermos 
experimentos in loco. 
 
 
 
5 
Figura 2 – Espectroscopia da estrela Altair como exemplo 
 
Fonte: NASA/STSCI. 
Na Figura 2, podemos ver como o espectro se apresenta após passar pelo 
prisma ou rede de difração e o gráfico usado para verificar os elementos 
químicos a partir do conhecimento dos padrões espectrais destes. 
Podemos classificar 3 tipos de espectros: o espectro contínuo, o espectro 
de emissão e o espectro de absorção. 
• Espectro contínuo: um espectro contínuo é um espectro que contém todas 
as cores do arco-íris, sem interrupções. Ele é emitido por objetos que 
estão aquecidos a uma temperatura uniforme, como estrelas, filamentos 
de lâmpadas e planetas. 
• Espectro de absorção: é semelhante ao espectro contínuo, mas com 
algumas “cores faltando”, que são as chamadas linhas de absorção, que 
representam os comprimentos de onda “absorvidos” pelo 
material/composto/objeto. 
• Espectro de emissão: são as linhas que faltaram no espectro de absorção 
e que são emitidas. Um espectro de emissão é um padrão de linhas 
coloridas que é emitido por um átomo ou molécula excitado. As linhas de 
emissão são causadas pela transição de elétrons entre níveis de energia 
diferentes. Cada átomo ou molécula tem um padrão de linhas de emissão 
 
 
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exclusivo, que pode ser usado para identificá-lo, como um “RG” de um 
composto. 
Figura 3 – Tipos de espectros 
 
Fonte: NASA/STSCI. 
1.1.2 Breve sobre dados de telescópios 
Precisamos pontuar rapidamente sobre dois equipamentos fundamentais 
para a tomada de dados que serão aprofundados posteriormente: 
• Telescópios ópticos: dispositivo que reúne e direciona a luz, 
especialmente na faixa visível do espectro eletromagnético, com o 
objetivo de produzir uma imagem ampliada para observação direta, 
captura fotográfica ou coleta de dados através de sensores eletrônicos de 
imagem. Desempenha algumas funções primárias: 
1. Captura de luz de uma área expandida, possibilitando a análise de 
fontes com baixa luminosidade. 
2. Aprimoramento da resolução e ampliação do diâmetro angular do 
objeto. 
3. Determinação da posição do objeto. 
• Radiotelescópios: basicamente antenas construídas para receberem os 
sinais emitidos por estrelas, quasares, galáxias etc. Sabendo que corpos 
 
 
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emitem radiação, podemos estudar algumas propriedades dos objetos 
astronômicos usando os radiotelescópios. 
Figura 2 – Distribuição de energia eletromagnética emitida pelo Sol 
 
Crédito: Imagem cortesia do programa COMET e do Observatório de Alta Altitude do NCAR 
(Centro Nacional de Pesquisa Atmosférica). 
1.2 Estrutura do Sol 
Os gases que compõem o interior do Sol,principalmente hidrogênio e 
hélio, estão quase totalmente ionizados devido às altas temperaturas, pressões 
e densidades a que estão submetidos. Essas condições se intensificam à medida 
que nos aprofundamos no Sol. No centro do Sol, essas condições físicas 
extremas possibilitam as reações termonucleares que transformam o hidrogênio 
em hélio, liberando grandes quantidades de energia na forma de fótons e 
movimentos térmicos. 
 
 
 
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Figura 3 – Regiões solares 
 
Créditos: VECTORMINE/Shutterstock. 
Quando olhamos para o Sol, vemos apenas seu contorno claramente 
definido, que é considerado a superfície solar. Esta superfície, uma camada fina 
conhecida como fotosfera, tem uma espessura menor do que 0,1% do raio do 
Sol. No entanto, o Sol é composto por várias camadas internas, cada uma com 
diferentes condições físicas. Vamos aos elementos: 
• Núcleo do Sol: a energia é gerada através de reações termonucleares, 
criando temperaturas extremas no núcleo do Sol. Essas reações ocorrem 
quando os núcleos dos átomos se combinam sob condições de alta 
temperatura e pressão, liberando uma grande quantidade de energia. 
• Fotosfera: se assemelha a um líquido fervente com bolhas chamadas 
grânulos, fenômeno conhecido como granulação fotosférica. Esses 
grânulos, com cerca de 1500 km de diâmetro e duração de 
aproximadamente 10 minutos, representam o topo das colunas 
convectivas de gás quente originadas na zona convectiva, situada logo 
abaixo da fotosfera. 
• Zona radiativa: a energia se move lentamente para fora, levando mais de 
170.000 anos para irradiar através desta camada do Sol. Esta é uma 
região do Sol onde a energia é transportada principalmente por meio de 
radiação, daí o nome. 
 
 
9 
• Zona de convecção: a energia continua a se mover em direção à 
superfície através de correntes de convecção do gás aquecido e resfriado. 
Este é um processo pelo qual o calor é transportado por meio do 
movimento de um fluido, neste caso, o plasma solar. 
• Cromosfera: esta camada relativamente fina do Sol é esculpida por linhas 
de campo magnético que restringem o plasma solar eletricamente 
carregado. Ocasionalmente, características de plasma maiores, 
chamadas proeminências, se formam e se estendem muito para a coroa 
muito tênue e quente, às vezes ejetando material para longe do Sol. 
• Coroa: os elementos ionizados dentro da coroa (ou atmosfera solar) 
brilham nos comprimentos de onda de raios-X e ultravioleta extremo. Os 
instrumentos da NASA podem capturar imagens da coroa do Sol nessas 
energias mais altas, já que a fotosfera é bastante fraca nesses 
comprimentos de onda. 
• Emissões coronais: o plasma que flui para fora da coroa é moldado por 
linhas de campo magnético em formas afuniladas chamadas emissões 
coronais, que se estendem milhões de milhas no espaço. 
• Manchas solares: estão associadas a campos magnéticos muito intensos 
que seguem um ciclo de 11 anos entre seu valor máximo e mínimo de 
intensidade de ejeção de massa coronal. 
Complementando, os ventos solares, que emanam da coroa solar, são 
compostos por partículas carregadas que se espalham pelo Sistema Solar. O 
campo magnético da Terra protege a vida na Terra, desviando ou aprisionando 
essas partículas no Cinturão de Van Allen. As partículas que escapam deste 
cinturão se dirigem aos polos, formando as auroras (boreal, no Hemisfério Norte, 
e austral, no Hemisfério Sul) ao colidirem com a atmosfera terrestre. As auroras 
são intensificadas durante as ejeções de massa coronal, que são grandes 
liberações de partículas da coroa solar. 
 
 
 
10 
Figura 4 – Formação das auroras 
 
Créditos: VECTORMINE/Shutterstock. 
 
 
 
11 
1.2 Energia do Sol 
Para comparar com um objeto do nosso cotidiano, vemos que a radiação 
solar incidente por unidade de área na superfície terrestre é equivalente à 
emissão de energia luminosa proveniente de 14 lâmpadas incandescentes de 
100 W a cada segundo. O Sol, por sua vez, libera uma quantidade massiva de 
energia, estimada em 4 trilhões de trilhões dessas lâmpadas a cada segundo. 
A explicação acerca da origem dessa energia foi fornecida apenas em 
1937, quando Hans Bethe (1906-2005) propôs que a fusão de quatro núcleos de 
hidrogênio H (quatro prótons) conduz à formação de um núcleo de hélio, 
liberando energia conforme a relação relativística massa-energia 𝑬𝑬 = 𝒎𝒎𝒄𝒄², de 
Albert Einstein (1879-1955). 
Esta reação nuclear não ocorre de forma instantânea, mas sim em fases 
sequenciais, cada uma delas resultando na liberação de energia chamada de 
cadeia próton-próton. Inicialmente, dois prótons colidem e permanecem unidos 
devido à ação da força nuclear forte, responsável por ligar prótons e nêutrons no 
núcleo atômico, formando um núcleo de deutério 𝑯𝑯 𝟐𝟐 (hidrogênio cujo núcleo 
consiste em um próton e um nêutron). Nesse processo de colisão, um pósitron 
𝒆𝒆 + (antimatéria do elétron) e um neutrino do elétron 𝝂𝝂𝒆𝒆 são emitidos, de acordo 
com a reação nuclear 
𝒑𝒑 + 𝒑𝒑 → 𝑯𝑯 𝟐𝟐 + 𝒆𝒆+ + 𝝂𝝂𝒆𝒆 
Após, 1 próton colide com 1 deutério e gera um hélio-3 𝑯𝑯𝒆𝒆 
𝟑𝟑 e raios gama 
(fótons de altíssima energia) pela equação 
𝒑𝒑 + 𝑯𝑯 𝟐𝟐 → 𝑯𝑯𝒆𝒆 
𝟑𝟑 + 𝜸𝜸 
A partir daqui, a reação em cadeia pode seguir vários caminhos, mas vai 
resultar em um núcleo de hélio-4. Um desses caminhos é a terceira reação com 
os dois núcleos de 𝑯𝑯𝒆𝒆 
𝟑𝟑 gerando um hélio-4. 
𝑯𝑯𝒆𝒆 
𝟑𝟑 + 𝑯𝑯𝒆𝒆 
𝟑𝟑 → 𝑯𝑯𝒆𝒆 
𝟏𝟏 + 𝒑𝒑 + 𝒑𝒑 
Ainda teríamos outro processo que produz neutrinos mais energéticos que 
usa um núcleo de hélio-4 como catalisador e percorre isótopos de berílio 𝑩𝑩𝒆𝒆, 
 
 
12 
mas já podemos vislumbrar a síntese do hélio-4 por meio de reações nucleares 
de maneira satisfatória. 
Figura 5 – Fusão nuclear 
 
Créditos: Designua/Shutterstock. 
TEMA 2 – ESPECTROSCOPIA ESTELAR E DIAGRAMA HR 
Inicialmente, entre 1813 e 1825, Fraunhofer observou que o Sol e as 
estrelas tinham espectros semelhantes, mas foi somente em meados do século 
que Huggins e Secchi foram mais precisos: Huggins, em 1864, obteve o primeiro 
espectro de uma nebulosa, identificando linhas brilhantes de emissão. Secchi, 
em 1863, classificou os espectros estelares de acordo com as linhas escuras. 
 
 
13 
De fato, a fotografia ainda não era possível até meados do século XIX, 
quando a técnica fotográfica foi desenvolvida. Somente em 1872, Henry Draper 
obteve a primeira foto de um espectro estelar da estrela Vega. A classificação 
espectral atual foi desenvolvida no Observatório de Harvard no início do século 
XX. Edward Pickering reconheceu a necessidade de muitos espectros para uma 
classificação precisa e iniciou a coleta de espectros em fotografias. 
A classificação dos espectros foi realizada por Williamina Fleming, 
Antonia Maury e, principalmente, Annie Cannon, que classificou 225.000 estrelas 
entre 1918 e 1924. O trabalho foi financiado por Anna Palmer Draper em 
memória de seu marido, Henry Draper. Annie Cannon classificou as estrelas de 
acordo com as linhas de hidrogênio, estabelecendo classes como A, B, C etc., 
com base na intensidade das linhas. Logo mais voltaremos com a classificação 
mais atual das estrelas. 
2.1 Diagrama HR 
O diagrama de Hertzsprung-Russell (HR) é uma ferramenta fundamental 
para classificar as estrelas com base em suas propriedades físicas e espectrais. 
Este diagrama classifica as estrelas em algumas categorias, incluindo estrelas 
da sequência principal, gigantes, supergigantes e anãs brancas, com base em 
suas magnitudes absolutas ou luminosidades e outras características físicas. 
Estrelas da sequência principal, como o Sol, são caracterizadas por serem 
estrelas anãs de classe de luminosidade V. Elas são alinhadas ao longo de uma 
faixa na diagonal do diagrama, indo de estrelas quentes e muito luminosas no 
extremo superior esquerdo até estrelas frias e pouco luminosas no extremo 
inferior direito.A posição de uma estrela na sequência principal é determinada 
principalmente por sua massa, com estrelas mais massivas sendo mais quentes 
e mais luminosas. 
Acima da sequência principal, encontram-se as estrelas gigantes, 
classificadas nas classes de luminosidade II ou III. Estas estrelas são 
caracterizadas por serem frias e luminosas. No topo do diagrama estão as 
supergigantes, com classe de luminosidade I, que são ainda mais luminosas. 
As anãs brancas são encontradas no canto inferior esquerdo do diagrama, 
classificadas com a classe de luminosidade D. Apesar do nome, elas cobrem um 
intervalo de temperatura e cores variado, desde as mais quentes e azuis ou 
 
 
14 
brancas, com temperaturas superficiais de até 200.000 K, até as mais frias, que 
são vermelhas, com temperaturas superficiais de cerca de 3.500 K. 
Figura 6 – Diagrama Hertzsprung-Russell (HR) 
 
Créditos: gstraub/Shutterstock. 
Dentro do espectro astronômico, certos astros divergem do trajeto 
convencional da sequência principal. As estrelas categorizadas nas classes de 
luminosidade I, II e III, apesar de constituírem uma fração inferior a 1% do total 
estelar, exibem uma luminosidade excepcionalmente alta. Esta característica 
coexiste com uma temperatura superficial relativamente baixa. Em contraste, um 
conjunto distinto de estrelas, que representam aproximadamente 20% do 
universo estelar, demonstram uma luminosidade significativamente menor. 
Estas, conhecidas como anãs brancas, possuem temperaturas superficiais 
elevadas. 
O Diagrama de Hertzsprung-Russell (HR) é uma ferramenta fundamental 
na análise da evolução estelar e na compreensão da formação estelar dentro de 
galáxias. Este diagrama revela que a maioria das estrelas pertencentes a um 
determinado aglomerado estelar compartilha propriedades similares em termos 
de luminosidade e temperatura superficial. Considerando-se que as estrelas em 
um aglomerado específico tendem a ter se formado em um período temporal 
 
 
15 
relativamente compacto, o Diagrama de HR oferece informações sobre a idade 
das estrelas. Além disso, ele oferece indícios significativos a respeito da 
distância das estrelas em relação à Terra. 
TEMA 3 – CLASSIFICAÇÃO DAS ESTRELAS 
Atualmente, as estrelas são classificadas com base na temperatura 
utilizando diferentes métodos e sistemas, e a classificação é feita seguindo uma 
ordem decrescente de temperatura. O sistema de classificação espectral mais 
comum é o sistema MK (Morgan-Keenan), que classifica as estrelas em tipos 
espectrais, indo das mais quentes às mais frias. Esses tipos espectrais são 
indicados pelas letras O, B, A, F, G, K e M, com O representando as estrelas 
mais quentes e M as mais frias. 
• Tipo O: estas são as estrelas mais quentes com temperaturas superiores 
a 30.000 K. Elas exibem linhas de absorção de íons de hélio e linhas de 
emissão de hidrogênio e íons metálicos. São estrelas luminosas, muitas 
vezes encontradas em regiões de formação estelar (Walborn et al., 2014). 
• Tipo B: Com temperaturas entre 10.000 e 30.000 K, as estrelas tipo B têm 
linhas de hidrogênio proeminentes e linhas de hélio menos intensas. São 
estrelas brilhantes e azuis, muitas vezes encontradas em aglomerados 
estelares (Underhill, 1972). 
• Tipo A: estrelas tipo A têm temperaturas entre 7.500 e 10.000 K e são 
caracterizadas por fortes linhas de hidrogênio e algumas linhas metálicas. 
São estrelas brancas, como Sirius, a estrela mais brilhante do céu 
noturno. 
• Tipo F: estas estrelas têm temperaturas entre 6.000 e 7.500 K e mostram 
uma mistura de linhas de hidrogênio e linhas metálicas mais fortes, 
especialmente de cálcio ionizado. 
• Tipo G: com temperaturas entre 5.200 e 6.000 K, as estrelas tipo G, como 
o nosso Sol, exibem linhas de metais ionizados e neutros, bem como 
algumas linhas de moléculas como o óxido de titânio. 
• Tipo K: estrelas tipo K têm temperaturas entre 3.700 e 5.200 K e são 
caracterizadas por linhas de absorção de metais e bandas moleculares. 
São estrelas laranjas, menores e mais frias do que o Sol. 
 
 
16 
• Tipo M: as mais frias da sequência principal, com temperaturas abaixo de 
3.700 K, as estrelas tipo M exibem fortes bandas de absorção molecular, 
particularmente de óxido de titânio. São estrelas vermelhas e constituem 
a maior parte das estrelas da nossa galáxia. 
TEMA 4 – RELAÇÃO MASSA-LUMINOSIDADE 
A determinação das massas estelares é possível, especialmente no caso 
de sistemas binários, onde estrelas orbitam mutuamente, com uma medição 
baseada na aplicação da Terceira Lei de Kepler. As observações astronômicas 
têm revelado uma correlação ascendente entre a massa das estrelas e sua 
posição na sequência principal, sugerindo que as estrelas mais massivas estão 
localizadas nas regiões superiores da sequência. Consequentemente, 
estabelece-se uma relação entre a massa e a luminosidade das estrelas. Essa 
relação facilita a estimativa das massas estelares a partir de seu tipo espectral. 
Em estrelas de massas significativas, superiores a 3 massas solares, 
observa-se que a luminosidade é diretamente proporcional ao cubo da massa: 
𝑴𝑴 ≥ 𝟑𝟑𝑴𝑴⨀ → 𝑳𝑳 ∝ 𝑴𝑴𝟑𝟑 
Por outro lado, em estrelas de massas inferiores, especificamente aquelas 
menores do que 0,5 massa solar, a luminosidade apresenta uma 
proporcionalidade à massa elevada à potência de 2,5: 
𝑴𝑴 ≤
𝟏𝟏
𝟐𝟐
𝑴𝑴⨀ → 𝑳𝑳 ∝ 𝑴𝑴𝟐𝟐,𝟓𝟓 
No intervalo entre esses valores, temos: 
𝟑𝟑𝑴𝑴⨀ > 𝑴𝑴 >
𝟏𝟏
𝟐𝟐
𝑴𝑴⨀ → 𝑳𝑳 ∝ 𝑴𝑴𝟏𝟏 
As estrelas mais luminosas observadas são azuis, com até 100 massas 
solares e luminosidade um milhão de vezes maior do que a do Sol. As 
supergigantes também são muito luminosas e grandes. As menos luminosas são 
as anãs vermelhas, com um mínimo de 8% da massa solar. 
 
 
 
17 
TEMA 5 – TEMPO DE VIDA DAS ESTRELAS 
Durante seu ciclo de vida, as estrelas passam por várias fases, 
começando sua jornada a partir de nuvens moleculares e evoluindo através de 
estágios de equilíbrio entre energia gravitacional e reações nucleares. A 
longevidade de uma estrela é determinada pela relação entre sua reserva de 
energia e a taxa na qual ela consome essa energia, isto é, sua luminosidade. 
Como a luminosidade é proporcional2 ao cubo da massa da estrela (𝑳𝑳 ∝ 𝑴𝑴³), 
estrelas mais massivas gastam sua energia mais rapidamente e, portanto, têm 
uma vida mais curta. A maior parte da vida de uma estrela ocorre na sequência 
principal, onde gera energia através de fusões termonucleares. Em estrelas 
como o Sol, o processo mais importante é a conversão de hidrogênio em hélio, 
onde há uma perda de massa que se transforma em energia, conforme a 
equação 𝑬𝑬 = 𝒎𝒎𝒄𝒄². 
Na reação de fusão nuclear típica, como a que ocorre no Sol, 
aproximadamente 0,7% da massa reagente é convertida em energia. Esta 
massa provém principalmente do núcleo da estrela, que representa cerca de 
10% da massa total da estrela. Assim, somente esta porção contribui 
efetivamente para a geração de energia durante a maior parte da vida da estrela, 
especificamente na fase da sequência principal. A maior parte de sua vida é 
passada na sequência principal3, onde ocorrem mudanças estáveis em massa e 
luminosidade devido à queima de hidrogênio em seu núcleo. À medida que 
envelhecem, a produção de energia se altera, e elas passam para as fases de 
gigante ou supergigante, apresentando mudanças significativas em tamanho e 
luminosidade. Finalmente, dependendo de sua massa inicial, elas morrem como 
anãs brancas ou supernovas. 
Precisamos destacar também a relação entre a massa de uma estrela e 
seu tempo de vida como um aspecto fundamental da astrofísica. Estrelas com 
maior massa têm uma vida mais curta. Isso ocorre porque elas consomem seu 
combustível nuclear a uma taxa muito mais rápida para compensar a forte força 
gravitacional que tende a colapsá-las. Como resultado, essas estrelas geram 
uma quantidade enormede energia para manter o equilíbrio, esgotando 
rapidamente seu combustível nuclear. 
 
2 Admitimos como uma boa aproximação. 
3 Fazendo uso da relação massa-energia, uma estrela fica na sequência principal por 10 bilhões 
de anos. 
 
 
18 
Figura 7 – Evolução estelar 
 
Fonte: . 
Na Figura 7, podemos destacar a escatologia das estrelas em função da 
sua massa, ou seja, qual o final destas após todo o processo de “queima” e 
colapso gravitacional. 
NA PRÁTICA 
O assunto é muito extenso e cheio de nuances. Vamos continuar com o 
último, que é a morte estelar. Faça uma pesquisa usando fontes confiáveis 
sobre: 
• Nebulosa planetária; 
• Supernova; 
• Estrela de nêutrons; 
• Estrela Wolf-Rayet; 
• Buraco negro. 
 
 
19 
Pesquise as definições de cada um desses objetos que foram 
mencionados na Figura 7, mas que ainda não foram definidos em nosso estudo. 
Veja como foi a história de cada descoberta, os astrônomos responsáveis e quais 
os instrumentos foram utilizados. 
FINALIZANDO 
Concluindo esta etapa, resumimos os pontos-chave sobre a astronomia 
estelar com foco no Sol e nas estrelas. Iniciamos discutindo a estrutura solar e 
os processos de fusão nuclear, fundamentais para entender a geração de 
energia solar. Em seguida, abordamos o Diagrama de HR, enfatizando sua 
importância na classificação estelar, o que nos permitiu decifrar as relações entre 
a temperatura, luminosidade e tamanho das estrelas. 
Falamos também da correlação entre massa e luminosidade estelar, 
destacando como esses fatores influenciam tanto as características físicas 
quanto o ciclo de vida das estrelas. Observamos que estrelas de maior massa 
possuem maior luminosidade, porém vida mais curta, enquanto estrelas de 
menor massa, como as anãs vermelhas, têm longevidade estendida. 
Finalizamos examinando o ciclo de vida das estrelas, desde sua formação 
até o colapso final, ressaltando a importância da massa estelar nesse processo. 
 
 
 
20 
REFERÊNCIAS 
ALARSA, F. et al. Fundamentos de Astronomia. São Paulo: Papirus, 1982. 
COMINS, N. F.; KAUFMANN III, W. J. Descobrindo o universo. 8. ed. Porto 
Alegre: Bookman, 2010. 
KEPLER, S. O.; SARAIVA M. F. O. Astronomia e Astrofísica. Porto Alegre: 
Ufrgs, 2014. 
LIMA NETO, G. B. Astronomia de Posição. Notas de aula. São Paulo: USP, 
2018. 
RUSSELL, H. N. et al. The HR diagram: the 100th anniversary of Henry Norris 
Russell: symposium no. 80 held at the National Academy of Sciences, 
Washington, D.C., 2-5 nov., 1977. Dordrecht, Holland; Boston: D. Reidel Pub. 
Co, 1978. 
	CONVERSA INICIAL
	TEMA 1 – SOL: ESTRUTURA E ENERGIA
	1.1 Breve sobre tomada de dados astronômicos
	1.1.1 Espectroscopia: emissão e absorção
	1.1.2 Breve sobre dados de telescópios
	1.2 Estrutura do Sol
	1.2 Energia do Sol
	TEMA 2 – ESPECTROSCOPIA ESTELAR E DIAGRAMA HR
	2.1 Diagrama HR
	TEMA 3 – CLASSIFICAÇÃO DAS ESTRELAS
	TEMA 4 – RELAÇÃO MASSA-LUMINOSIDADE
	TEMA 5 – TEMPO DE VIDA DAS ESTRELAS
	NA PRÁTICA
	FINALIZANDO
	REFERÊNCIAS