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

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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

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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

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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

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  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/0507523 , 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/0503193 . 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:0801.4031 , doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x