M2 Evolução Estelar e Diagramas de RH

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O elemento central deste modelo é a estrela ao longo de toda a sua vida, representada no diagrama que compara sua luminosidade com sua temperatura.

A sequência principal é a faixa diagonal deste diagrama onde as estrelas queimam hidrogênio em seus núcleos, e quanto mais massiva a estrela, mais quente e luminosa ela aparece dentro dessa faixa.

A relação entre a massa de uma estrela e sua luminosidade é tão pronunciada que uma estrela cinquenta vezes mais massiva que o Sol pode ser até um milhão de vezes mais luminosa; no entanto, essa mesma massa desproporcional significa que a vida de tal estrela na sequência principal é dez mil vezes mais curta que a do Sol. Ao esgotar o hidrogênio em seu núcleo, essa mesma estrela se expande para o ramo das gigantes e, nos casos mais massivos, para o ramo das supergigantes; o próprio Sol seguirá esse mesmo caminho em vários bilhões de anos.

As isócronas são curvas neste diagrama que agrupam estrelas da mesma idade, mas com massas diferentes, e são a ferramenta que nos permite datar um aglomerado estelar inteiro, observando o ponto exato em que sua população se desprende da sequência principal.

O remanescente final deixado por cada estrela é inteiramente determinado por sua massa inicial, seguindo os mesmos limiares de degenerescência quântica já descritos: uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, dependendo de qual desses limiares ela cruzou. Assim, desde a estrela ao longo de sua vida, com a qual este documento começa, até o remanescente final com o qual ele termina, passando pela sequência principal, pela relação entre massa e luminosidade e pelas isócronas, a evolução estelar significa que a massa com a qual uma estrela nasce determina, do início ao fim, tanto o caminho que ela percorre ao longo do diagrama de luminosidade e temperatura quanto a forma final em que ela termina seus dias.

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