Massa estelar

Massa estelar é uma expressão usada pelos astrônomos para descrever a massa de uma estrela. Geralmente é enumerada em termos da massa do Sol na proporção de uma massa solar (M☉). Portanto, a estrela brilhante Sirius tem cerca de 2,02 M☉.[1] A massa de uma estrela pode variar ao longo de sua vida, à medida que a massa é perdida com o vento estelar ou ejetada por meio do comportamento de pulsação, ou se a massa adicional é acretada, como de uma estrela companheira.

Propriedades

As estrelas às vezes são agrupadas por massa com base em seu comportamento evolutivo à medida que se aproximam do final de suas vidas de fusão nuclear.

Estrelas de massa muito baixa com massas abaixo de 0,5 M☉ não entram no ramo assintótico das gigantes (AGB), mas evoluem diretamente em anãs brancas. (Pelo menos em teoria; a vida útil dessas estrelas é longa o suficiente - mais longa do que a idade do universo até hoje - para que nenhuma ainda tenha tido tempo de evoluir até este ponto e ser observada).

Estrelas de massa baixa com uma massa abaixo de cerca de 1,8–2,2 M☉ (dependendo da composição) entram no AGB, onde desenvolvem um núcleo degenerado de hélio.

Estrelas de massa intermediária passam por uma fusão de hélio e desenvolvem um núcleo degenerado de carbono-oxigênio.

Estrelas massivas têm massa mínima de 5–10 M☉. Essas estrelas passam por uma fusão de carbono, com suas vidas terminando em uma explosão de supernova com o colapso do núcleo.[2] Os buracos negros criados consequentemente de um colapso estelar são chamados de buracos negros estelares.

A combinação do raio e da massa de uma estrela determina a gravidade da superfície. Estrelas gigantes têm uma gravidade da superfície muito menor do que as estrelas da sequência principal, enquanto o oposto é o caso de estrelas degeneradas e compactas, como as anãs brancas. A gravidade da superfície pode influenciar o aparecimento do espectro de uma estrela, com gravidade maior causando um alargamento das linhas de absorção.[3]

Alcance

Uma das estrelas mais massivas conhecidas é Eta Carinae,[4] com 100–200 M☉; sua vida útil é muito curta - apenas vários milhões de anos, no máximo. Um estudo do Aglomerado dos Arcos sugere que 150 M☉ é o limite máximo para estrelas na era atual do universo.[5][6][7] A razão para este limite não é conhecida com precisão, mas é parcialmente devido à luminosidade de Eddington que define a quantidade máxima de luminosidade que pode passar pela atmosfera de uma estrela sem ejetar os gases para o espaço. No entanto, uma estrela chamada R136a1 no aglomerado de estrelas RMC 136a foi medida em 315 M☉, colocando este limite em discussão.[8] Um estudo determinou que estrelas maiores que 150 M☉ em R136 foram criadas através da colisão e fusão de estrelas massivas em sistemas binários próximos, fornecendo uma maneira de contornar o limite de 150 M☉.[9]

As primeiras estrelas que se formaram após o Big Bang podem ter sido maiores, de 300 M☉ ou mais,[10] devido à completa ausência de elementos mais pesados que o lítio em sua composição. Esta geração de estrelas supermassivas de população III está extinta há muito tempo, e atualmente apenas teórica.

Com uma massa de apenas 93 vezes a de Júpiter (MJ), ou 0,09 M☉, AB Doradus C, uma companheira de AB Doradus A, é a menor estrela conhecida passando por uma fusão nuclear em seu núcleo.[11] Para estrelas com metalicidade semelhante à do Sol, a massa mínima teórica que a estrela pode ter, e ainda passar por uma fusão no núcleo, é estimada em cerca de 75 MJ.[12][13] Quando a metalicidade é muito baixa, contudo, um estudo recente das estrelas menores descobriu que o tamanho mínimo da estrela parece ser cerca de 8,3% da massa solar, ou cerca de 87 MJ.[13][14] Corpos menores são chamados de anãs marrons, que ocupam uma área cinza mal definida entre estrelas e gigantes gasosos.

Transformação

O Sol está perdendo massa pela emissão de energia eletromagnética e pela ejeção de matéria com o vento solar. Está expelindo cerca de (2–3) × 10–14 M☉ por ano.[15] A taxa de perda de massa aumentará quando o Sol entrar no estágio de gigante vermelha, subindo para (7–9) × 10−14 M☉ y − 1 quando atingir a ponta do ramo das gigantes vermelhas. Isso aumentará para 10−6 M☉ y − 1 no ramo assintótico das gigantes, antes de atingir o pico a uma taxa de 10−5 a 10−4 M☉ y − 1 conforme o Sol gerar uma nebulosa planetária. Quando o Sol se tornar uma anã branca degenerada, terá perdido 46% de sua massa inicial.[16]

Referências

  1. ↑ Liebert, J.; et al. (2005), «The Age and Progenitor Mass of Sirius B», The Astrophysical Journal, 630 (1): L69–L72, Bibcode:2005ApJ...630L..69L, arXiv:astro-ph/0507523Acessível livremente, doi:10.1086/462419. 
  2. ↑ Kwok, Sun (2000), The origin and evolution of planetary nebulae, ISBN 0-521-62313-8, Cambridge astrophysics series, 33, Cambridge University Press, pp. 103–104. 
  3. ↑ Unsöld, Albrecht (2001), The New Cosmos, ISBN 3540678778 5th ed. , New York: Springer, pp. 180–185, 215–216. 
  4. ↑ Smith, Nathan (1998), «The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender», Astronomical Society of the Pacific, Mercury Magazine, 27: 20, consultado em 13 de agosto de 2006. 
  5. ↑ «NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy», NASA News, 3 de Março de 2005, consultado em 4 de agosto de 2006. 
  6. ↑ Kroupa, P. (2005). «Stellar mass limited». Nature. 434 (7030): 148–149. doi:10.1038/434148a 
  7. ↑ Figer, D.F. (2005). «An upper limit to the masses of stars». Nature. 434 (7030): 192–194. arXiv:astro-ph/0503193Acessível livremente. doi:10.1038/nature03293 
  8. ↑ Stars Just Got Bigger, European Southern Observatory, 21 de Julho de 2010, consultado em 24 de julho de 2010. 
  9. ↑ LiveScience.com, "Mystery of the 'Monster Stars' Solved: It Was a Monster Mash", Natalie Wolchover, 7 August 2012
  10. ↑ Ferreting Out The First Stars, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 22 de Setembro de 2005, consultado em 5 de setembro de 2006. 
  11. ↑ Weighing the Smallest Stars, ESO, 1 de Janeiro de 2005, consultado em 13 de agosto de 2006. 
  12. ↑ Boss, Alan (3 de Abril de 2001), Are They Planets or What?, Carnegie Institution of Washington, consultado em 8 de junho de 2006 
  13. ↑ a b Shiga, David (17 de Agosto de 2006), «Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed», New Scientist, consultado em 23 de agosto de 2006 
  14. ↑ Hubble glimpses faintest stars, BBC, 18 de Agosto de 2006, consultado em 22 de agosto de 2006. 
  15. ↑ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (1995), An Introduction to Modern Astrophysics, ISBN 0201547309 revised 2nd ed. , Benjamin Cummings, p. 409. 
  16. ↑ Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert (2008), «Distant future of the Sun and Earth revisited», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386 (1): 155–163, Bibcode:2008MNRAS.386..155S, arXiv:0801.4031Acessível livremente, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x 

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