Diagrama Hertzsprung-Russell

O eixo vertical de um diagrama Hertzsprung-Russell mostra a luminosidade ou o brilho das estrelas, como se todas fossem medidas a partir da mesma distância. Outro termo para isso é magnitude absoluta. Quanto mais brilhante for uma estrela, mais alta será sua trama neste gráfico.

O eixo horizontal mostra a temperatura da superfície das estrelas. No entanto, as temperaturas descem, não sobem, à medida que você se move para a direita. Ou seja, a esquerda do diagrama contém estrelas com os gráficos de temperatura mais alta (superior a 30.000 Kelvins) enquanto a direita mostra estrelas com temperaturas de apenas 3000K.

Em geral, a temperatura de uma estrela está relacionada à sua cor. No topo da tabela, junto com as temperaturas, estão as Classes Espectros. As estrelas mais quentes são azul-branco (classe O), as de temperatura média são amarelas (classe G) e as mais frias são vermelhas (classe M). (É claro, quando dizemos "mais frias" sobre as estrelas, devemos perceber que a temperatura mais baixa para uma estrela é de quase 5000 graus Fahrenheit).

De fato, quando os diagramas de Hertzsprung-Russell foram desenvolvidos no início dos anos 1900, os astrônomos não sabiam como descobrir a temperatura de uma estrela. Os primeiros diagramas traçavam a magnitude absoluta das estrelas (onde adicionar uma significava que o brilho diminuiria cerca de duas vezes e meia) contra a cor, representada pelas classes espectrais de azul-branco a vermelho.

Como você pode ver, as estrelas tendem a cair apenas em certas regiões do diagrama quando agarradas desta forma. Todas as estrelas em uma determinada área de um diagrama de Hertzsprung-Russell compartilham luminosidades e temperaturas semelhantes. A região principal onde as estrelas aparecem é a linha curva diagonal, indo da superior esquerda (quente e brilhante) para a inferior direita (mais fria e menos brilhante). Isto é chamado de Sequência Principal. Acima da seqüência principal está outra região que contém os gigantes vermelhos. Abaixo está uma linha curva representando as anãs brancas.

Estas coleções de estrelas por brilho e temperatura são importantes quando se fala de evolução estelar. Em geral, as estrelas são criadas na seqüência principal. (É claro, quando dizemos "na seqüência principal" queremos dizer realmente "ter um brilho e uma temperatura que faz com que elas sejam plotadas dentro da seqüência principal em um diagrama Hertzsprung-Russell"). Após bilhões de anos, eles se expandem para gigantes vermelhos. Depois de mais um ou dois bilhões de anos, eles encolhem em anões brancos.

Foi somente nos anos 30 e 40 que os cientistas começaram a entender o papel da fusão nuclear na criação e manutenção de estrelas como nosso sol. Atualmente, os diagramas de Hertzsprung-Russell são usados para apresentar aos estudantes uma evolução estelar em imagens. Eles não são mais usados para desenvolver novas teorias científicas.

Em um diagrama Hertzsprung-Russell, nosso Sol é traçado muito próximo ao meio da seqüência principal na intersecção de luminosidade 1 e temperatura 5780K. Portanto, o Sol é de classe G ou uma "estrela amarela").