Praticamente tudo que conhecemos no Universo tem massa, com muito poucas exceções. Glúons e fótons são, no momento, das poucas coisas que parecem não ter. Medir a massa de objetos do dia-a-dia tem sido tecnologicamente fácil há séculos, mas medir a massa de objetos tão distantes, mas tão massivos quanto estrelas, não é tão fácil.

Os astrônomos usam vários métodos indiretos para calcular a massa das estrelas. Em estrelas binárias, é calculado medindo o tamanho das órbitas, a velocidade de translação e os períodos orbitais.

Em estrelas individuais, a massa é geralmente estimada usando o diagrama Hertsprung-Russel (HR) que relaciona luminosidade, temperatura e massa. A massa de uma estrela torna possível prever com grande precisão sua evolução do nascimento até a morte e, portanto, sua posição no diagrama HR é um bom indicador de sua massa.

Atualmente, a massa de uma estrela também pode ser medida por lentes gravitacionais , que consiste em uma curvatura em ondas de luz produzidas por objetos muito massivos. Medindo essa curvatura, é possível saber a gravidade produzida pela estrela e com ela sua massa, mas as lentes gravitacionais só ocorrem em estrelas supermassivas.

Massa em estrelas binárias

Sirius A (grande) e Sirius B (pequeno, inferior esquerdo), um sistema estelar binário

As estrelas binárias orbitam umas às outras em torno de um centro gravitacional comum , então as leis de Kepler podem ser aplicadas para encontrar sua massa . Primeiro, os comprimentos das órbitas são medidos , bem como os períodos orbitais .

Uma vez que esses dados são conhecidos, a seguinte fórmula é aplicada que relaciona a gravidade, as órbitas e a massa dos corpos:

V = √ (GM / R)

Onde V é a velocidade da estrela, G é a constante gravitacional universal, M é a massa da estrela e R é o raio de sua órbita.

Esta medição simples e eficaz, no entanto, não pode ser usada para todas as estrelas, apenas em sistemas binários e múltiplos .

Diagrama de Hertsprung-Russel

Diagrama de Hertsprung-Russel

Estrelas com luminosidades e temperaturas diferentes têm massas diferentes. Com essas informações de estrelas de massa conhecida, como sistemas binários, o diagrama de Hertsprung-Russel é criado. Quando uma nova estrela é encontrada, sua luminosidade e temperatura são medidas, ela é extrapolada para o diagrama de Hertsprung-Russel e desta forma a massa da estrela em questão pode ser estimada.

O uso desse diagrama para estimar a massa estelar é limitado a certas faixas, principalmente à chamada sequência principal , que é a faixa central de forma sinuosa que pode ser vista no diagrama acima.

Massa e evolução estelar

Os modelos estelares têm uma excelente previsão de como as estrelas nascem, se desenvolvem e morrem , e o principal dado para fazer essas previsões é a massa com a qual a estrela nasce, a “massa inicial”.

Estrelas de menor massa tendem a ser mais frias e escuras do que estrelas de maior massa. Conhecendo a temperatura e a cor da estrela, já é possível estimar sua massa por meio do diagrama de Hertsprung-Russel, modelos de evolução estelar e comparação com estrelas de massa conhecida, como estrelas de sistemas binários.

Mas uma estrela perde massa à medida que envelhece . As estrelas consomem seu material nuclear e perdem massa por milhões de anos até que o combustível acaba e elas morrem, expelindo a maior parte de sua massa para o espaço .

Estrelas de tamanho médio, como o Sol (classificado como anã amarela), vão consumindo seu combustível aos poucos até começar a fundir o hélio e se tornar uma gigante vermelha. Quando o hélio se esgota, o Sol expele grande parte de seu material e a densidade de seu núcleo o fará se contrair em uma anã branca.

As estrelas supermassivas, por outro lado, consomem seu combustível muito rapidamente e explodem violentamente em supernovas . É possível prever o nascimento, a evolução e o fim dos diferentes tipos de estrelas apenas pelo conhecimento de sua massa.