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CAPA
Pela descrição dada acima pode parecer que a
ciência decifrou totalmente todas estas etapas,
contudo, ainda faltam alguns elos. Existem
evidências fortes de que no esboço geral as coisas
sejam assim.
Entretanto, as estrelas demoram centenas de
milhares de anos (as vezes até mais) para passar
de uma fase para outra e, nesse processo, vários
fatores podem alterar tanto as características
como os processos intermediários.
Depois que o astro em questão produz energia
sozinho passa por alguns períodos de
instabilidade. A jovem estrela irá variar de
luminosidade até atingir uma taxa de consumo de
hidrogênio tal que lhe permita brilhar com
estabilidade por dezenas de milhões de anos.
Dizemos então que a estrela entrou na fase de
seqüência principal.
Seqüência Principal e Massas Estelares:
Até agora não mencionamos muito sobre uma
das mais importantes propriedades das estrelas:
a massa. A medida que estudamos as estrelas
da seqüência principal notamos que a massa
determina todo o ciclo evolutivo das estrelas desde
a sua formação. Vamos imaginar que uma
revista macroCOSMO.com | abril de 2005
nebulosa de grande massa (algo em torno de
centenas de massas solares) atinja condições de
se condensar em uma única estrela. Quanto maior
for a massa, maior a força da gravidade e
conseqüentemente mais rápido é o colapso. Por
isso este astro atinge temperaturas altíssimas mais
cedo do que um de massa menor. Enquanto uma
estrela com dez massas solares demora algumas
dezenas ou centenas de milhares de anos para
atingir a seqüência principal, uma estrela como o
Sol gasta para isto uns 15 milhões de anos. Uma
estrela com um décimo da massa do Sol tem que
esperar em média um bilhão de anos em
transformações sucessivas até que esteja no
estágio de seqüência principal. Visto que a massa
determina a velocidade com que a estrela evolui
podemos ter uma idéia da idade de uma estrela
pela sua posição no diagrama HR e sua massa.
A massa de uma estrela pode ser determinada
com certa dificuldade. A forma mais direta é utilizar
as leis de Newton. Mas para isso é necessário
que a estrela tenha uma companheira girando ao
seu redor. Estudando seus movimentos podemos
determinar a massa (da mesma maneira que
podemos descrever a órbita de um planeta ao
redor do Sol). Outra maneira é deduzir a massa
através da luminosidade. Nas estrelas de
seqüência principal há uma relação matemática
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