As estrelas apresentam-se numa vasta gama de tamanhos e as suas massas desempenham um papel crucial na determinação da sua evolução, longevidade e destino final. Os limites de massa das estrelas são definidos por vários processos físicos e têm implicações significativas para o comportamento estelar.

Limites de massa de estrelas

A sequência principal, a fase mais longa e estável da vida de uma estrela, é dominada pelo equilíbrio entre o colapso gravitacional e a pressão externa gerada pela fusão nuclear. A massa mínima necessária para sustentar a fusão do hidrogênio no núcleo é chamada de limite inferior de massa .

$$M_{min} \aproximadamente 0,08 M_{\odot}$$

onde \(M_{\odot}\) é a massa do Sol. Abaixo deste limite, os objetos são considerados anãs marrons, que são objetos subestelares que não possuem massa suficiente para sustentar a fusão estável do hidrogênio.

O limite superior de massa das estrelas é determinado por vários fatores, incluindo pressão de radiação, ventos estelares e instabilidades pulsacionais. As estrelas mais massivas sofrem intensa pressão de radiação e fortes ventos estelares, o que pode levar à perda de massa. Além disso, estrelas muito massivas têm vida útil mais curta devido ao rápido consumo de combustível nuclear.

O limite superior de massa é aproximadamente:

$$M_{máx} \aproximadamente 100 M_{\odot}$$

Além deste limite, as estrelas tornam-se extremamente luminosas e instáveis, tornando-as raras no universo.

Impacto na evolução estelar e na expectativa de vida

A massa de uma estrela determina seu caminho evolutivo e seu tempo de vida.

- Estrelas de baixa massa (menos de cerca de 8 massas solares) têm vida útil mais longa e evoluem mais lentamente. Eles passam a maior parte do tempo na sequência principal, queimando hidrogênio em seus núcleos. À medida que envelhecem, passam gradualmente para a fase de gigante vermelha e eventualmente tornam-se anãs brancas.

- Estrelas de massa intermediária (entre 8 e 25 massas solares) têm vida útil mais curta, mas ainda passam uma parte significativa do seu tempo na sequência principal. Elas evoluem para gigantes vermelhas e eventualmente terminam suas vidas como estrelas de nêutrons ou anãs brancas.

- Estrelas de grande massa (acima de 25 massas solares) têm a expectativa de vida mais curta. Eles queimam rapidamente seu combustível nuclear e passam por mudanças dramáticas durante sua evolução. Muitas vezes tornam-se supergigantes vermelhas e experimentam várias instabilidades, incluindo pulsações e ejeções de massa. Estas estrelas massivas terminam as suas vidas em espectaculares explosões de supernovas, deixando para trás estrelas de neutrões ou buracos negros.

A relação entre massa estelar, evolução e expectativa de vida é um aspecto fundamental da astrofísica estelar e desempenha um papel crucial na compreensão da formação e diversidade de estrelas no universo.