O Diagrama Cor-Magnitude - Hestzprung-Russel

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O Diagrama de Hertzsprung-Russell, conhecido como diagrama HR, foi publicado independentemente pelo dinamarquês Ejnar Hertzsprung (1873-1967), em 1911, e pelo americano Henry Norris Russell (1877-1957), em 1913, como uma relação existente entre a luminosidade de uma estrela e sua temperatura efetiva. Historicamente, a rela&ccedl;ão magnitude vs. tipo espectral já havia sido publicada por Hans Rosenberg (1879-1940) no Astronomische Nachrichten 4445, Vol. 186, p. 71, em 1910.

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Hertzsprung descobriu que estrelas da mesma cor podiam ser divididas entre luminosas, que ele chamou de gigantes, e estrelas de baixa luminosidade, que ele chamou de anãs. Desta forma, o Sol e a estrela Capela têm a mesma classe espectral, isto é, a mesma cor, mas Capela, uma gigante, é cerca de 100 vezes mais luminosa que o Sol. Russel estendeu o estudo de Hertzsprung para as estrelas mais quentes, graficando as 300 estrelas para as quais a paralaxe havia sido medida naquela época.

Tanto a luminosidade (ou magnitude absoluta) como a temperatura superficial de uma estrela, são características facilmente determináveis para estrelas de distâncias conhecidas: a primeira pode ser encontrada a partir da magnitude aparente, e a segunda a partir de sua cor ou tipo espectral. A figura anterior mostra um diagrama HR para um conjunto de estrelas nas proximidades do Sol. Nesse diagramas, os astrônomos adotam a convenção de que a temperatura cresce para a esquerda, e a luminosidade para cima. A primeira coisa que se nota em um diagrama HR, é que as estrelas não se distribuem igualmente nele, mas se concentram em alguns partes. A maior parte das estrelas está alinhada ao longo de uma estreita faixa na diagonal que vai do extremo superior esquerdo (estrelas quentes e muito luminosas), até o extremo inferior direito (estrelas frias e pouco luminosas). Essa faixa é chamada seqüência principal. O fator que determina onde uma estrela se localiza na seqüência principal é a sua massa: estrelas mais massivas são mais quentes e mais luminosas. As estrelas da seqüência principal têm, por definição, classe de luminosidade V, e são chamadas de anãs. Um número substancial de estrelas também se concentra acima da seqüência principal, na região superior direita (estrelas frias e luminosas). Essas estrelas são chamadas gigantes, e pertencem à classe de luminosidade II ou III. Bem no topo do diagrama existem algumas estrelas ainda mais luminosas: são chamadas supergigantes, com classe de luminosidade I. Finalmente, algumas estrelas se concentram no canto inferior esquerdo (estrelas quentes e pouco luminosas): são chamadas anãs brancas. Apesar do nome, as anãs brancas na verdade cobrem um intervalo de temperatura e cores que abrange desde as mais quentes, que são azuis ou brancas, e têm temperatura superficiais de até 200 000 K, até as mais frias, que são vermelhas, e têm temperaturas superficiais de apenas 3500 K.

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Diagrama Hertzsprung-Russell para 41453 estrelas observadas pelo satélite HIPPARCOS, com incertezas nas distâncias menores do que 20%, acessível na página da ESA. As cores indicam o número de estrelas em uma caixa de 0,01 mag em V-I e 0,05 mag em MHp (magnitude absoluta no sistema fotométrico do Hipparcos). Este é um diagrama de Hess, pois a terceira dimensão (cor) mostra a densidade de estrelas.
É importante notar que o fato de uma estrela estar "na" ou "fora da" seqüência principal não se refere à sua posição no espaço, mas apenas à posição do ponto no diagrama HR que representa sua luminosidade e temperatura. Estima-se que em torno de 80% das estrelas nas vizinhanças do Sol são estrelas da seqüência principal. Aproximadamente 20% são anãs brancas e menos do que 1% são gigantes, supergigantes ou anãs marrons.

Ao interpretar o diagrama HR, temos que levar em conta os efeitos de seleção: as estrelas intrinsecamente mais brilhantes são mais prováveis de aparecerem no diagrama, já que podem ser vistas a distâncias maiores. Isso significa que se fizermos um diagrama HR de uma amostra de estrelas limitada por magnitude aparente, um grande número de estrelas intrinsecamente brilhantes vão aparecer. Se fizermos outro diagrama HR, com uma amostra de estrelas limitada pela distância ao Sol, o diagrama será diferente. A aparência do diagrama HR de estrelas pertencentes a um determinado aglomerado de estrelas depende fortemente da idade do aglomerado, e por isso esses diagramas são importantes para estudos de evolução estelar.

Para uma amostra de estrelas limitada por brilho ou por distância, a seqüência principal não é uma linha fina, mas uma banda larga, especialmente no extremo vermelho, frio. A largura da seqüência principal não é devido a erros nas medidas das distâncias às estrelas, mas sim a variações na composição química de estrelas de mesma massa.

Hipparcos 100pc
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Histograma do número de estrelas perto do Sol, por tipo. A distribuição de estrelas por massa na seqüência principal chama-se Função Inicial de Massa (IMF), e indica que para cada 300 estrelas de 1 massa solar existe somente uma com 10 massas solares [IMF~(M/MSol)-2,35, Edwin E. Salpeter (1925-2008) 1955, Astrophysical Journal, 121, 161].

Diagrama de Hess

Uma forma mais completa de representar o diagrama cor-magnitude é o Diagrama de Hess, proposto em 1924 por R. Hess em seu artigo Die Verteilungsfunktion der absol. Helligkeiten etc., publicado no Probleme der Astronomie. Festschrift fur Hugo v. Seeliger (Springer: Berlin), p. 265, e mostra a densidade relativa da ocorrência de estrelas em cada ponto do diagrama de Hertzsprung-Russell.
Hess do SDSS
Diagrama de Hess obtido pelo Sloan Digital Sky Survey para as estrelas mais fracas que magnitude aparente g=14 e com latitude galática b>80°, mostrando que o maior número de estrelas é de anãs vermelhas da sequência principal, seguido de anãs brancas.


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Modificada em 12 jul 2016