Sequência principal

Um diagrama de Hertzsprung-Russell traça a luminosidade (ou magnitude absoluta) de uma estrela contra seu índice de cor (representado como B−V). A sequência principal é visível como uma banda diagonal proeminente que corre da esquerda superior para a direita inferior. Este enredo mostra 22,000 estrelas do Catálogo Hipparcos, juntamente com 1.000 estrelas de baixa-luminosidade (anãs vermelhas e brancas) do Catálogo Gliese of Nearby Stars.

Na astronomia, a sequência principal é uma banda contínua e distinta de estrelas que aparece em gráficos de cor estelar versus brilho. Esses gráficos de magnitude de cores são conhecidos como diagramas de Hertzsprung-Russell em homenagem a seus co-desenvolvedores, Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell. As estrelas nesta banda são conhecidas como estrelas da sequência principal ou estrelas anãs. Estas são as estrelas verdadeiras mais numerosas do universo e incluem o Sol.

Após a condensação e ignição de uma estrela, ela gera energia térmica em sua densa região central por meio da fusão nuclear de hidrogênio em hélio. Durante este estágio da vida da estrela, ela está localizada na sequência principal em uma posição determinada principalmente por sua massa, mas também com base em sua composição química e idade. Os núcleos das estrelas da sequência principal estão em equilíbrio hidrostático, onde a pressão térmica externa do núcleo quente é equilibrada pela pressão interna do colapso gravitacional das camadas sobrejacentes. A forte dependência da taxa de geração de energia em relação à temperatura e pressão ajuda a manter esse equilíbrio. A energia gerada no núcleo segue para a superfície e é irradiada para a fotosfera. A energia é transportada por radiação ou convecção, com a última ocorrendo em regiões com gradientes de temperatura mais acentuados, maior opacidade ou ambos.

A sequência principal às vezes é dividida em partes superior e inferior, com base no processo dominante que uma estrela usa para gerar energia. O Sol, junto com as estrelas da sequência principal abaixo de cerca de 1,5 vezes a massa do Sol (1,5 M_☉), funde principalmente átomos de hidrogênio em uma série de estágios para formar hélio, uma sequência chamada de cadeia próton-próton. Acima dessa massa, na sequência principal superior, o processo de fusão nuclear utiliza principalmente átomos de carbono, nitrogênio e oxigênio como intermediários no ciclo CNO que produz hélio a partir de átomos de hidrogênio. Estrelas da sequência principal com mais de duas massas solares sofrem convecção em suas regiões centrais, que atua para agitar o hélio recém-criado e manter a proporção de combustível necessária para que a fusão ocorra. Abaixo dessa massa, as estrelas têm núcleos totalmente radiativos com zonas convectivas perto da superfície. Com a diminuição da massa estelar, a proporção da estrela formando um envelope convectivo aumenta constantemente. Estrelas da sequência principal abaixo de 0,4 M_☉ sofrem convecção em toda a sua massa. Quando a convecção do núcleo não ocorre, um núcleo rico em hélio se desenvolve cercado por uma camada externa de hidrogênio.

Quanto mais massiva for uma estrela, menor será seu tempo de vida na sequência principal. Depois que o combustível de hidrogênio no núcleo é consumido, a estrela evolui para longe da sequência principal no diagrama HR, para uma supergigante, gigante vermelha ou diretamente para uma anã branca.

História

diagrama de Hertzprung–Russell

Tipo espectral

O

B

A

F

G

KK

M

L

T

Anões castanhos

Anões brancos

Anões vermelhos

Subdwarfs

Seqüência principal("dwarfs")

Subgiários

Gigantes

Gigantes vermelhos

Gigantes azuis

Gigantes brilhantes

Supergigante

Supergigante vermelho

Hipergitação

Absolutmagni-tude (MV)

No início do século 20, as informações sobre os tipos e distâncias das estrelas tornaram-se mais prontamente disponíveis. Os espectros das estrelas mostraram ter características distintas, o que permitiu que fossem categorizados. Annie Jump Cannon e Edward C. Pickering, do Harvard College Observatory, desenvolveram um método de categorização que ficou conhecido como Harvard Classification Scheme, publicado nos Harvard Annals em 1901.

Em Potsdam, em 1906, o astrônomo dinamarquês Ejnar Hertzsprung notou que as estrelas mais vermelhas – classificadas como K e M no esquema de Harvard – podiam ser divididas em dois grupos distintos. Essas estrelas são muito mais brilhantes que o Sol ou muito mais fracas. Para distinguir esses grupos, ele os chamou de "gigantes" e "anão" estrelas. No ano seguinte, ele começou a estudar aglomerados estelares; grandes agrupamentos de estrelas que estão localizadas aproximadamente na mesma distância. Para essas estrelas, ele publicou os primeiros gráficos de cor versus luminosidade. Esses gráficos mostraram uma sequência proeminente e contínua de estrelas, que ele chamou de Sequência Principal.

Na Universidade de Princeton, Henry Norris Russell estava seguindo um curso de pesquisa semelhante. Ele estava estudando a relação entre a classificação espectral das estrelas e seu brilho real corrigido pela distância — sua magnitude absoluta. Para isso, ele usou um conjunto de estrelas que tinham paralaxes confiáveis e muitas das quais haviam sido categorizadas em Harvard. Quando ele traçou os tipos espectrais dessas estrelas em relação à sua magnitude absoluta, descobriu que as estrelas anãs seguiam uma relação distinta. Isso permitiu que o brilho real de uma estrela anã fosse previsto com razoável precisão.

Das estrelas vermelhas observadas por Hertzsprung, as estrelas anãs também seguiram a relação espectro-luminosidade descoberta por Russell. No entanto, as estrelas gigantes são muito mais brilhantes que as anãs e, portanto, não seguem a mesma relação. Russell propôs que "estrelas gigantes devem ter baixa densidade ou grande brilho superficial, e o inverso é verdadeiro para estrelas anãs". A mesma curva também mostrou que havia muito poucas estrelas brancas fracas.

Em 1933, Bengt Strömgren introduziu o termo diagrama de Hertzsprung-Russell para denotar um diagrama de classe espectral de luminosidade. Esse nome refletia o desenvolvimento paralelo dessa técnica por Hertzsprung e Russell no início do século.

Como os modelos evolutivos de estrelas foram desenvolvidos durante a década de 1930, foi demonstrado que, para estrelas de composição química uniforme, existe uma relação entre a massa de uma estrela e sua luminosidade e raio. Ou seja, para uma dada massa e composição, existe uma solução única para determinar o raio e a luminosidade da estrela. Isso ficou conhecido como o teorema de Vogt-Russell; nomeado após Heinrich Vogt e Henry Norris Russell. Por este teorema, quando a composição química de uma estrela e sua posição na sequência principal são conhecidas, também são conhecidos a massa e o raio da estrela. (No entanto, descobriu-se posteriormente que o teorema falha um pouco para estrelas de composição não uniforme.)

Um esquema refinado para a classificação estelar foi publicado em 1943 por William Wilson Morgan e Philip Childs Keenan. A classificação MK atribuiu a cada estrela um tipo espectral - baseado na classificação de Harvard - e uma classe de luminosidade. A classificação de Harvard foi desenvolvida atribuindo uma letra diferente a cada estrela com base na força da linha espectral do hidrogênio antes que a relação entre espectros e temperatura fosse conhecida. Quando ordenados por temperatura e quando as classes duplicadas foram removidas, seguiram-se os tipos espectrais das estrelas, em ordem decrescente de temperatura com cores que vão do azul ao vermelho, a sequência O, B, A, F, G, K e M. (A mnemônico popular para memorizar esta sequência de classes estelares é "Oh, seja uma boa garota/cara, me beije".) A classe de luminosidade variou de I a V, em ordem decrescente de luminosidade. As estrelas de classe de luminosidade V pertenciam à sequência principal.

Em abril de 2018, os astrônomos relataram a detecção do mais distante "comum" (ou seja, sequência principal), chamada Icarus (formalmente, MACS J1149 Lensed Star 1), a 9 bilhões de anos-luz de distância da Terra.

Formação e evolução

Estrelas da sequência principal do tipo O quente e brilhante em regiões formadoras de estrelas. Estas são todas as regiões de formação estelar que contêm muitas estrelas jovens quentes, incluindo várias estrelas brilhantes do tipo espectral O.

Quando uma protoestrela é formada a partir do colapso de uma gigantesca nuvem molecular de gás e poeira no meio interestelar local, a composição inicial é homogênea, consistindo em cerca de 70% de hidrogênio, 28% de hélio e vestígios de outros elementos, em massa. A massa inicial da estrela depende das condições locais dentro da nuvem. (A distribuição de massa de estrelas recém-formadas é descrita empiricamente pela função de massa inicial.) Durante o colapso inicial, esta estrela pré-sequência principal gera energia através da contração gravitacional. Uma vez suficientemente densas, as estrelas começam a converter hidrogênio em hélio e a liberar energia por meio de um processo exotérmico de fusão nuclear.

Quando a fusão nuclear do hidrogênio se torna o processo de produção de energia dominante e o excesso de energia obtido da contração gravitacional é perdido, a estrela fica ao longo de uma curva no diagrama de Hertzsprung-Russell (ou diagrama HR) chamado de sequência principal padrão. Às vezes, os astrônomos se referem a esse estágio como "sequência principal de idade zero", ou ZAMS. A curva ZAMS pode ser calculada usando modelos de computador de propriedades estelares no ponto em que as estrelas começam a fusão do hidrogênio. A partir deste ponto, o brilho e a temperatura da superfície das estrelas geralmente aumentam com a idade.

Uma estrela permanece perto de sua posição inicial na sequência principal até que uma quantidade significativa de hidrogênio no núcleo seja consumida, então começa a evoluir para uma estrela mais luminosa. (No diagrama HR, a estrela em evolução move-se para cima e para a direita da sequência principal.) Assim, a sequência principal representa o estágio primário de queima de hidrogênio da vida de uma estrela.

Propriedades

A maioria das estrelas em um diagrama HR típico está ao longo da curva de sequência principal. Essa linha é pronunciada porque tanto o tipo espectral quanto a luminosidade dependem apenas da massa de uma estrela, pelo menos até a aproximação de ordem zero, desde que ela esteja fundindo hidrogênio em seu núcleo - e é isso que quase todas as estrelas gastam a maioria de seus "ativos" vive fazendo.

A temperatura de uma estrela determina seu tipo espectral por meio de seu efeito nas propriedades físicas do plasma em sua fotosfera. A emissão de energia de uma estrela em função do comprimento de onda é influenciada por sua temperatura e composição. Um indicador-chave dessa distribuição de energia é dado pelo índice de cores, B − V, que mede a magnitude da estrela em azul (B) e verde-amarelo (V) por meio de filtros. Essa diferença de magnitude fornece uma medida da temperatura de uma estrela.

Terminologia anã

As estrelas da sequência principal são chamadas de estrelas anãs, mas esta terminologia é parcialmente histórica e pode ser um pouco confusa. Para as estrelas mais frias, anãs como anãs vermelhas, anãs laranja e anãs amarelas são de fato muito menores e mais fracas do que outras estrelas dessas cores. No entanto, para estrelas azuis e brancas mais quentes, a diferença de tamanho e brilho entre as chamadas "anãs" estrelas que estão na sequência principal e as chamadas "gigantes" estrelas que não são, torna-se menor. Para as estrelas mais quentes, a diferença não é diretamente observável e, para essas estrelas, os termos "anão" e "gigante" referem-se a diferenças nas linhas espectrais que indicam se uma estrela está dentro ou fora da sequência principal. No entanto, estrelas muito quentes da sequência principal ainda são às vezes chamadas de anãs, embora tenham aproximadamente o mesmo tamanho e brilho que os "gigantes" estrelas dessa temperatura.

O uso comum de "anão" para significar que a sequência principal é confusa de outra maneira porque existem estrelas anãs que não são estrelas da sequência principal. Por exemplo, uma anã branca é o núcleo morto deixado depois que uma estrela perdeu suas camadas externas e é muito menor que uma estrela da sequência principal, aproximadamente do tamanho da Terra. Estes representam o estágio evolutivo final de muitas estrelas da sequência principal.

Parâmetros

Comparação das principais estrelas de sequência de cada classe espectral

Ao tratar a estrela como um radiador de energia idealizado conhecido como corpo negro, a luminosidade L e o raio R podem ser relacionados à temperatura efetiva T_eff pela lei de Stefan–Boltzmann:

L= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =4D D σ σ R2TE...4{displaystyle L=4pi sigma R^{2}T_{text{eff}}^{4}}

onde σ é a constante de Stefan–Boltzmann. Como a posição de uma estrela no diagrama HR mostra sua luminosidade aproximada, essa relação pode ser usada para estimar seu raio.

A massa, o raio e a luminosidade de uma estrela estão intimamente interligados e seus respectivos valores podem ser aproximados por três relações. A primeira é a lei de Stefan-Boltzmann, que relaciona a luminosidade L, o raio R e a temperatura da superfície T_eff. A segunda é a relação massa-luminosidade, que relaciona a luminosidade L e a massa M. Finalmente, a relação entre M e R é quase linear. A proporção de M para R aumenta por um fator de apenas três em 2,5 ordens de magnitude de M. Essa relação é aproximadamente proporcional à temperatura interna da estrela T_I, e seu aumento extremamente lento reflete o fato de que a taxa de geração de energia no núcleo depende fortemente nessa temperatura, visto que tem que se ajustar à relação massa-luminosidade. Assim, uma temperatura muito alta ou muito baixa resultará em instabilidade estelar.

Uma aproximação melhor é tomar ε = L/M, a energia taxa de geração por unidade de massa, pois ε é proporcional a T_I¹⁵, onde T_I é a temperatura central. Isso é adequado para estrelas pelo menos tão massivas quanto o Sol, exibindo o ciclo CNO, e fornece o melhor ajuste R ∝ M^0,78.

Parâmetros de amostra

A tabela abaixo mostra valores típicos para estrelas ao longo da sequência principal. Os valores de luminosidade (L), raio (R) e massa (M) são relativos ao Sol—uma estrela anã com um classificação espectral de G2 V. Os valores reais para uma estrela podem variar em até 20–30% dos valores listados abaixo.

Geração de energia

Logaritmo da produção de energia relativa (ε) dos processos de próton-proton (PP), CNO e fusão tripla-α a diferentes temperaturas (T). A linha tracejada mostra a geração de energia combinada dos processos PP e CNO dentro de uma estrela. Na temperatura central do Sol, o processo PP é mais eficiente.

Todas as estrelas da sequência principal têm uma região central onde a energia é gerada pela fusão nuclear. A temperatura e a densidade desse núcleo estão nos níveis necessários para sustentar a produção de energia que sustentará o restante da estrela. Uma redução na produção de energia faria com que a massa sobreposta comprimisse o núcleo, resultando em um aumento na taxa de fusão devido à temperatura e pressão mais altas. Da mesma forma, um aumento na produção de energia faria com que a estrela se expandisse, diminuindo a pressão no núcleo. Assim, a estrela forma um sistema autorregulado em equilíbrio hidrostático que é estável ao longo de sua vida na sequência principal.

As estrelas da sequência principal empregam dois tipos de processos de fusão de hidrogênio, e a taxa de geração de energia de cada tipo depende da temperatura na região do núcleo. Os astrônomos dividem a sequência principal em partes superiores e inferiores, com base em qual dos dois é o processo de fusão dominante. Na sequência principal inferior, a energia é gerada principalmente como resultado da cadeia próton-próton, que funde diretamente o hidrogênio em uma série de estágios para produzir hélio. As estrelas na sequência principal superior têm temperaturas de núcleo suficientemente altas para usar com eficiência o ciclo CNO (consulte o gráfico). Este processo usa átomos de carbono, nitrogênio e oxigênio como intermediários no processo de fusão de hidrogênio em hélio.

Em uma temperatura de núcleo estelar de 18 milhões de Kelvin, o processo PP e o ciclo CNO são igualmente eficientes, e cada tipo gera metade da luminosidade líquida da estrela. Como esta é a temperatura do núcleo de uma estrela com cerca de 1,5 M_☉, a sequência principal superior consiste em estrelas acima desta massa. Assim, grosso modo, estrelas de classe espectral F ou mais frias pertencem à sequência principal inferior, enquanto estrelas do tipo A ou mais quentes são estrelas da sequência principal superior. A transição na produção de energia primária de uma forma para outra abrange uma diferença de alcance de menos de uma única massa solar. No Sol, uma estrela de uma massa solar, apenas 1,5% da energia é gerada pelo ciclo CNO. Por outro lado, as estrelas com 1,8 M_☉ ou acima geram quase toda a sua produção de energia através do ciclo CNO.

O limite superior observado para uma estrela da sequência principal é 120–200 M_☉. A explicação teórica para esse limite é que as estrelas acima dessa massa não podem irradiar energia com rapidez suficiente para permanecerem estáveis; portanto, qualquer massa adicional será ejetada em uma série de pulsações até que a estrela atinja um limite estável. O limite inferior para a fusão nuclear sustentada próton-próton é de cerca de 0,08 M_☉ ou 80 vezes a massa de Júpiter. Abaixo desse limite estão objetos subestelares que não podem sustentar a fusão do hidrogênio, conhecidos como anãs marrons.

Estrutura

Este diagrama mostra uma seção transversal de uma estrela semelhante ao Sol, mostrando a estrutura interna.

Como há uma diferença de temperatura entre o núcleo e a superfície, ou fotosfera, a energia é transportada para fora. Os dois modos de transporte dessa energia são a radiação e a convecção. Uma zona de radiação, onde a energia é transportada por radiação, é estável contra a convecção e há muito pouca mistura do plasma. Em contraste, em uma zona de convecção, a energia é transportada pelo movimento em massa do plasma, com material mais quente subindo e material mais frio descendo. A convecção é um modo mais eficiente de transportar energia do que a radiação, mas só ocorrerá em condições que criem um gradiente de temperatura acentuado.

Em estrelas massivas (acima de 10 M_☉) a taxa de geração de energia pelo ciclo CNO é muito sensível à temperatura, então a fusão é altamente concentrada no núcleo. Consequentemente, há um alto gradiente de temperatura na região do núcleo, o que resulta em uma zona de convecção para um transporte de energia mais eficiente. Essa mistura de material ao redor do núcleo remove as cinzas de hélio da região de queima de hidrogênio, permitindo que mais hidrogênio na estrela seja consumido durante o tempo de vida da sequência principal. As regiões externas de uma estrela massiva transportam energia por radiação, com pouca ou nenhuma convecção.

Estrelas de massa intermediária, como Sirius, podem transportar energia principalmente por radiação, com uma pequena região de convecção no núcleo. Estrelas de tamanho médio e baixa massa, como o Sol, têm uma região central estável contra a convecção, com uma zona de convecção perto da superfície que mistura as camadas externas. Isso resulta em um acúmulo constante de um núcleo rico em hélio, cercado por uma região externa rica em hidrogênio. Em contraste, estrelas frias e de massa muito baixa (abaixo de 0,4 M_☉) são totalmente convectivas. Assim, o hélio produzido no núcleo é distribuído pela estrela, produzindo uma atmosfera relativamente uniforme e uma vida útil da sequência principal proporcionalmente mais longa.

Variação de luminosidade e cor

O Sol é o exemplo mais familiar de uma estrela de sequência principal

À medida que as cinzas de hélio sem fusão se acumulam no núcleo de uma estrela da sequência principal, a redução na abundância de hidrogênio por unidade de massa resulta em uma diminuição gradual da taxa de fusão dentro dessa massa. Como é o escoamento da energia fornecida pela fusão que sustenta as camadas superiores da estrela, o núcleo é comprimido, produzindo temperaturas e pressões mais altas. Ambos os fatores aumentam a taxa de fusão, movendo assim o equilíbrio em direção a um núcleo menor, mais denso e mais quente, produzindo mais energia cujo fluxo aumentado empurra as camadas superiores para fora. Assim, há um aumento constante na luminosidade e no raio da estrela ao longo do tempo. Por exemplo, a luminosidade do Sol primitivo era apenas cerca de 70% de seu valor atual. À medida que uma estrela envelhece, esse aumento de luminosidade muda sua posição no diagrama HR. Esse efeito resulta em um alargamento da banda da sequência principal porque as estrelas são observadas em estágios aleatórios de suas vidas. Ou seja, a banda da sequência principal desenvolve uma espessura no diagrama HR; não é simplesmente uma linha estreita.

Outros fatores que ampliam a banda da sequência principal no diagrama HR incluem a incerteza na distância das estrelas e a presença de estrelas binárias não resolvidas que podem alterar os parâmetros estelares observados. No entanto, mesmo a observação perfeita mostraria uma sequência principal nebulosa porque a massa não é o único parâmetro que afeta a cor e a luminosidade de uma estrela. Variações na composição química causadas pelas abundâncias iniciais, o estado evolutivo da estrela, interação com um companheiro próximo, rotação rápida ou um campo magnético podem alterar ligeiramente a posição do diagrama HR de uma estrela da sequência principal, para citar apenas alguns fatores. Como exemplo, existem estrelas pobres em metais (com uma abundância muito baixa de elementos com números atômicos maiores que o hélio) que ficam logo abaixo da sequência principal e são conhecidas como subanãs. Essas estrelas estão fundindo hidrogênio em seus núcleos e, portanto, marcam a borda inferior da imprecisão da sequência principal causada pela variação na composição química.

Uma região quase vertical do diagrama HR, conhecida como faixa de instabilidade, é ocupada por estrelas variáveis pulsantes conhecidas como variáveis Cefeidas. Essas estrelas variam em magnitude em intervalos regulares, dando-lhes uma aparência pulsante. A faixa intercepta a parte superior da sequência principal na região das estrelas de classe A e F, que estão entre uma e duas massas solares. Estrelas pulsantes nesta parte da faixa de instabilidade que cruzam a parte superior da sequência principal são chamadas de variáveis Delta Scuti. As estrelas da sequência principal nesta região experimentam apenas pequenas mudanças em magnitude, então essa variação é difícil de detectar. Outras classes de estrelas instáveis da sequência principal, como as variáveis Beta Cephei, não estão relacionadas a esta faixa de instabilidade.

Vitalício

Esta trama dá um exemplo da relação de massa-luminosidade para as estrelas da sequência principal de zero idade. A massa e a luminosidade são relativas ao Sol atual.

A quantidade total de energia que uma estrela pode gerar através da fusão nuclear de hidrogênio é limitada pela quantidade de combustível de hidrogênio que pode ser consumido no núcleo. Para uma estrela em equilíbrio, a energia térmica gerada no núcleo deve ser pelo menos igual à energia irradiada na superfície. Como a luminosidade dá a quantidade de energia irradiada por unidade de tempo, o tempo de vida total pode ser estimado, em primeira aproximação, como a energia total produzida dividida pela luminosidade da estrela.

Para uma estrela com pelo menos 0,5 M_☉, quando o suprimento de hidrogênio em seu núcleo se esgota e ela se expande para se tornar uma gigante vermelha, ela pode começar a se fundir átomos de hélio para formar carbono. A saída de energia do processo de fusão do hélio por unidade de massa é apenas cerca de um décimo da saída de energia do processo de hidrogênio, e a luminosidade da estrela aumenta. Isso resulta em um período de tempo muito menor nesse estágio em comparação com o tempo de vida da sequência principal. (Por exemplo, prevê-se que o Sol gaste 130 milhões de anos queimando hélio, em comparação com cerca de 12 bilhões de anos queimando hidrogênio.) Assim, cerca de 90% das estrelas observadas acima de 0,5 M_☉ estará na sequência principal. Em média, as estrelas da sequência principal seguem uma relação massa-luminosidade empírica. A luminosidade (L) da estrela é aproximadamente proporcional à massa total (M) conforme a seguinte lei de potência:

L∝ ∝ M3.5Não. L propto M^{3.5}}

Esta relação se aplica a estrelas da sequência principal no intervalo 0,1–50 M_☉.

A quantidade de combustível disponível para a fusão nuclear é proporcional à massa da estrela. Assim, o tempo de vida de uma estrela na sequência principal pode ser estimado comparando-o com modelos evolutivos solares. O Sol tem sido uma estrela da sequência principal por cerca de 4,5 bilhões de anos e se tornará uma gigante vermelha em 6,5 bilhões de anos, para uma vida total da sequência principal de aproximadamente 10¹⁰ anos. Por isso:

? ? MS? ? 10.10.anosNão.MM⨀ ⨀ ]Não.L⨀ ⨀ L]= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =10.10.anosNão.MM⨀ ⨀ ]- Sim. - Sim. 2.5.{displaystyle tau _{text{MS}}approx 10^{10}{text{years}}left[{frac {M}{M_{bigodot }}}right]left[{frac Não. }}{L}}right]=10^{10}{text{years}}left[{frac {M}{M_{bigodot }}}right]^{-2.5}}

Onde? M e L são a massa e a luminosidade da estrela, respectivamente, M⨀ ⨀ Não. M_{bigodot }} é uma massa solar, L⨀ ⨀ Não. Não.) é a luminosidade solar e ? ? MS{displaystyle tau _{text{MS}}} é a vida de sequência principal estimada da estrela.

Embora estrelas mais massivas tenham mais combustível para queimar e possa intuitivamente esperar que durem mais, elas também irradiam uma quantidade proporcionalmente maior com o aumento da massa. Isso é exigido pela equação de estado estelar; para uma estrela massiva manter o equilíbrio, a pressão externa da energia irradiada gerada no núcleo não apenas deve, mas irá aumentar para igualar a pressão gravitacional interna titânica de seu envelope. Assim, as estrelas mais massivas podem permanecer na sequência principal por apenas alguns milhões de anos, enquanto as estrelas com menos de um décimo da massa solar podem durar mais de um trilhão de anos.

A relação massa-luminosidade exata depende de quão eficientemente a energia pode ser transportada do núcleo para a superfície. Uma maior opacidade tem um efeito isolante que retém mais energia no núcleo, de modo que a estrela não precisa produzir tanta energia para permanecer em equilíbrio hidrostático. Por outro lado, uma opacidade menor significa que a energia escapa mais rapidamente e a estrela deve queimar mais combustível para permanecer em equilíbrio. Uma opacidade suficientemente alta pode resultar em transporte de energia por convecção, o que altera as condições necessárias para permanecer em equilíbrio.

Em estrelas da sequência principal de alta massa, a opacidade é dominada pelo espalhamento de elétrons, que é quase constante com o aumento da temperatura. Assim, a luminosidade só aumenta com o cubo da massa da estrela. Para estrelas abaixo de 10 M_☉, a opacidade torna-se dependente da temperatura, resultando na luminosidade variando aproximadamente como a quarta potência da massa da estrela. Para estrelas de massa muito baixa, as moléculas na atmosfera também contribuem para a opacidade. Abaixo de cerca de 0,5 M_☉, a luminosidade da estrela varia como a massa à potência de 2,3, produzindo um achatamento da inclinação em um gráfico de massa versus luminosidade. Mesmo esses refinamentos são apenas uma aproximação, no entanto, e a relação massa-luminosidade pode variar dependendo da composição de uma estrela.

Faixas evolutivas

Trilha evolutiva de uma estrela como o sol

Quando uma estrela da sequência principal consome o hidrogênio em seu núcleo, a perda de geração de energia faz com que seu colapso gravitacional seja retomado e a estrela evolui fora da sequência principal. O caminho que a estrela segue ao longo do diagrama HR é chamado de trilha evolutiva.

diagrama H-R para dois clusters abertos: NGC 188 (azul) é mais velho e mostra um desligamento inferior da sequência principal do que M67 (amarelo). Os pontos fora das duas sequências são principalmente estrelas de primeiro plano e fundo, sem relação com os clusters.

Prevê-se que estrelas com menos de 0,23 M_☉ se tornem anãs brancas diretamente quando a geração de energia por fusão nuclear de hidrogênio em seu núcleo for interrompida, mas estrelas em essa faixa de massa tem tempos de vida de sequência principal mais longos do que a idade atual do universo, então nenhuma estrela tem idade suficiente para que isso tenha ocorrido.

Em estrelas com massa superior a 0,23 M_☉, o hidrogênio ao redor do núcleo de hélio atinge temperatura e pressão suficientes para sofrer fusão, formando uma camada de queima de hidrogênio e causando a camadas externas da estrela para expandir e esfriar. O estágio em que essas estrelas se afastam da sequência principal é conhecido como ramo subgigante; é relativamente breve e aparece como uma lacuna na trilha evolutiva, já que poucas estrelas são observadas naquele ponto.

Quando o núcleo de hélio de estrelas de baixa massa se torna degenerado, ou as camadas externas de estrelas de massa intermediária esfriam o suficiente para se tornarem opacas, suas camadas de hidrogênio aumentam de temperatura e as estrelas começam a se tornar mais luminosas. Isso é conhecido como ramo das gigantes vermelhas; é um estágio de duração relativamente longa e aparece com destaque nos diagramas H-R. Essas estrelas acabarão por terminar suas vidas como anãs brancas.

As estrelas mais massivas não se tornam gigantes vermelhas; em vez disso, seus núcleos rapidamente se tornam quentes o suficiente para fundir hélio e, eventualmente, elementos mais pesados e são conhecidos como supergigantes. Eles seguem trilhas evolutivas aproximadamente horizontais da sequência principal na parte superior do diagrama H-R. As supergigantes são relativamente raras e não aparecem com destaque na maioria dos diagramas H-R. Seus núcleos acabarão por entrar em colapso, geralmente levando a uma supernova e deixando para trás uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.

Quando um aglomerado de estrelas é formado aproximadamente ao mesmo tempo, o tempo de vida dessas estrelas na sequência principal dependerá de suas massas individuais. As estrelas mais massivas sairão primeiro da sequência principal, seguidas em sequência por estrelas de massas cada vez menores. A posição em que as estrelas do aglomerado estão deixando a sequência principal é conhecida como ponto de desligamento. Conhecendo o tempo de vida das estrelas na sequência principal neste ponto, torna-se possível estimar a idade do aglomerado.