O Diagrama H-R e a
evolução estelar
O Diagrama Hertzsprung-Russel (H-R):
Aglomerados de estrelas:
A teoria da evolução estelar:
gráfico de L x T
observando as estrelas evoluírem
medindo a idade das estrelas
João Francisco C. Santos Jr.
Grupo de Astrofísica
V.3
DF-ICEx/UFMG
Sirius
Três Marias
Betelgeuse
O Diagrama H-R
Fotometria: medindo a quantidade de
radiação emitida numa faixa de freqüências
Índice de cor (B-V)
 1/T
Transmissão de filtros em vários sistemas fotométricos
O Diagrama H-R
para
estrelas da
vizinhança solar
Somente estrelas com paralaxe
precisa (<20% de erro) foram
consideradas
MHP = MV  L
V-I  T
O que mostra o diagrama H-R?
 As
estrelas se distribuem em faixas bem
definidas
 A maioria delas fica sobre a seqüência
principal
 Como a vizinhança do Sol não deve ser um
lugar especial na Galáxia, o diagrama H-R
desta região contém uma mistura de estrelas
de diferentes idades e massas
Sistemas binários e massa
Estrelas binárias permitem,
através da 3a lei de Kepler,
uma determinação das massas das componentes

e verifica-se uma relação entre massa e luminosidade
para estrelas de seqüência principal
Relação massa-luminosidade
para estrelas na seqüência principal
LM3
Origem da energia emitida
pelas estrelas
nuclear
química
gravitacional
Tempo de vida curto
4H  He
Fusão nuclear:
4 núcleos de H (p)  1 núcleo de He (a)
4mp (4,0324muma)  1ma (4,0039muma)
muma= m(C)/12 = 1,66 x 10-27 kg
A diferença em massa (0,7% da massa dos 4p)
é convertida em energia conforme E=mc2
Nem toda a massa da estrela sofre esta reação mas apenas
10% da massa total localizada no seu centro,
onde T e P são suficientes para a fusão
No centro do Sol: T = 107 K,
P = 4x109 atm
Portanto a energia emitida pela estrela
nesta fase (seqüência principal) é:
ESP=0,007 x 0,1 x M x c2
Para o Sol (M=1,99x1030 kg): ESP =1,26x1044 J
Como a Luminosidade do Sol é L = 3,9x1026 J/s,
seu tempo de vida na seqüência principal será
tSP = ESP /L = 3,29x1017 s = 1010 anos
Qual o tempo de permanência
das outras estrelas na SP ?
Depende da massa, pois quanto maior M mais
quente é a estrela no seu centro e
maior a Luminosidade emitida
L=E/t
L  M³
EM

t  M / L  1 / M²
 Quanto maior a massa, menor o tempo de vida na SP
Como tSP  (1/M²) =1010 anos  tSP = (M² /M²) x1010 anos
Ex: Msirius = 2 M  tsirius = 2.5 x 109 anos
Ligando os fatos….
H
é o elemento mais abundante no Universo
 As estrelas ficam 90% dos seus tempos de
vida na seqüência principal
 A única fonte de energia possível das
estrelas são as reações de fusão nuclear
 Na seqüência principal as estrelas transformam
H em He;
Quando o H se esgota no centro, a estrela sai desta
seqüência
O Diagrama H-R e a evolução estelar
Diagrama H-R:
LxT
Evolução Estelar:
mudanças em L e T  alterações da
composição química,
causadas
por reações de fusão
Na Seqüência Principal: fusão H He
Outras fases: fusão He C  Si  Fe
Animações demonstrando a
evolução estelar no
diagrama H-R
http://rainman.astro.uiuc.edu/ddr/stellar
J. Simon, C. Hansen, C. F. Gammie
University of Illinois at Urbana-Champaign (UIUC)
“Vendo” as estrelas evoluírem
no diagrama H-R

M=1M , LV =1LV  MV = 4.8
t(SP) = 9.8 G anos, t(gig.) = 3.2 G anos §

M=15M , LV =104LV  MV = -5.2
t(SP) = 12 M anos, t(gig.) = 1.1 M anos §

M= 0.8M , LV = 0.24LV  MV = 6.3
t(SP) = 25 G anos
“Vendo” as estrelas evoluírem
no diagrama H-R
Tempo de evolução relativo:
 estrelas massivas: 20 < M (M) < 70
§
 estrelas de massa intermediária: 1 < M (M) < 8 §
Evolução de um aglomerado de estrelas:
 idade 0 < t(G anos) < 14
§
Caminhos evolutivos  Isócronas
Formação estelar e
aglomerados de estrelas
Comparando aglomerados
de diferentes idades
idade
A idade de NGC2682
t=5.2x109 anos
Diagrama H-R e idade
-4
NGC6067
NGC2477
log(t)=7.97
log(t)=8.95
-2
MV
0
2
4
6
M42
-4
log(t)=7.11
NGC2682
idade
log(t)=9.72
-2
MV
0
2
4
6
0
1
(B-V)o
2
0
1
(B-V)o
2
Conclusões
Observações

Magnitudes, cores  L, T  diagrama H-R
e distâncias

Evolução
Teoria 
estelar

idades