A luminosidade e a temperatura de superfície de uma estrela são suas duas propriedades observacionais mais importantes e estão relacionadas a sua massa na formação. Um gráfico de luminosidade contra temperatuda produz o Diagrama Herzprung-Russell (Diagrama HR, Figura 1).
Após a fase de protoestrela, as estrelas entram na fase pré-sequência principal. Nela, dependendo da sua massa, a protoestrela pode alcançar temperaturas centrais suficientemente altas para a queima do Hidrogênio em seu núcleo, tornando-se uma estrela propriamente dita. Nessa fase, em que elas estão na sequência principal, a posição da estrela no diagrama HR não varia muito. As estrelas mais massivas consomem seu hidrogênio nuclear muito mais rapidamente que as menos massivas, permanecendo menos tempo na sequência principal.
A estrela pode ser vista como um equilíbrio entre duas forças opostas: a atração gravitacional, que tende a comprimi-la e a pressão radiativa, que tende a expandi-la. Para as estrelas de baixa massa, da ordem da massa solar, assim que o Hidrogênio nuclear acaba, há uma contração, levando à queima de H em uma camada acima do núcleo, levando à sua expansão. Isso pode ser observado como um aumento do raio da estrela uma diminuição de sua temperatura superficial. A estrela então chega à fase de gigante vermelha, onde o núcleo é suficiente denso para haver degenerescência dos elétrons e, finalmente, o início da queima de Hélio, atingindo um novo estágio de meta-equilíbrio.
Exaurido o Hélio nuclear, há uma nova contração do núcleo e aumento do raio devido à queima de Hélio e Hidrogênio em camadas. A estrela torna-se instável, culminando com um vento intenso e a ejeção das camadas superficiais da estrela na forma de uma nebulosa planetária (Figura 2). Seu núcleo, a estrela central, é uma estrela muito quente e brilhante, que vai esfriar e perder sua luminosidade em cerca de 10.000 anos, até atingir o estágio de uma anã branca. Nessa fase, não há mais reações nucleares no interior da estrela, e sua luminosidade é essencialmente devida ao resfriamento, que prossegue até a fase de anã negra, restos indetectáveis de estrelas de baixa massa (Figura 3).
As estrelas com massas muito menores que a do Sol não se aquecem o suficiente para queimar o Hélio, transformando-se em anãs brancas de Hélio. Objetos com massas ainda menores não chegam à sequência principal, tornando-se degenerados antes do início das reações nucleares. Para as estrelas massivas, quando todo o Hélio do núcleo já for utilizado para a geração de energia, uma nova contração leva à queima do C. A queima de elementos no núcleo pode seguir até o Ferro, dependendo de sua massa inicial. Como resultado de sua evolução, estrelas de alta massa pode dar origem a supernovas, estrelas de neutrons e, em casos extremos, a buracos negros (Figura 4).
Referências:
[1] Oliveira Filho, K. S. & Saraiva, M. F. Astronomia & Astrofísica. Ed. Livraria da Física, 2ª Edição, São Paulo, 2004.
[2] Shaw, A. Astrochemistry: From Astronomy to Astrobiology. Ed. Wiley and Sons, Inglaterra, 2006.