Formação das estrelas teoria fisica

• 04:33Juliano Oliveira
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  Enviado via iPadPARTE II - A EVOLUÇÃO ESTELAR E O DIAGRAMA H-R 

  (A VIDA DAS ESTRELAS)

  AS GRANDEZAS OBSERVACIONAIS

  
  

  A maneira de se testar uma teoria física consiste em comparar os resultados previstos por ela com as medidas experimentais (observacional, no caso de Astrofísica). Com relação às previsões da teoria de evolução estelar, as grandezas mais facilmente observáveis são a temperatura superficial (T) e a luminosidade (L) das estrelas. As outras grandezas observáveis são a massa (M), o raio (R) e a composição química das camadas externas. 

  A temperatura superficial (T) pode ser obtida com precisão relativamente boa para um grande número de estrelas através de uma versão sofisticada do método utilizado por técnicos de altos fornos. Eles avaliam a temperatura pela cor dos materiais incandescentes: mais vermelho, mais frio; mais branco, mais quente. Através desse processo muito simples de medida está a suposição de que os corpos aquecidos emitem como corpos negros e, portanto, obedecem à lei de Planck. Desta lei pode-se obter o comprimento de onda (l ) para o qual a intensidade da radiação emitida é máxima:

  l_max ≈ 0,29/T  (cm)     (2.0)

  A emissividade por unidade de área, somada em todos os comprimentos de onde é:

  E = σ T⁴ (erg/cm² s)      (2.1)

  onde σ = 5,67 x 10-5 (c.g.s.)

  Admitindo que também as estrelas emitem como corpo negros, a medida da intensidade relativa da radiação em pelo menos duas faixas de comprimento de onda (duas cores) determina a temperatura.

  Outro método consiste em analisar as linhas espectrais produzidas quando os elétrons saltam entre dois níveis quânticos de energia: quanto maior a intensidade das linhas correspondentes aos níveis de energia mais elevados, maior a temperatura. Já no século passado (Secchi, 1863) era sabido que quase todas as estrelas podiam ser agrupadas em apenas alguns poucos tipos espectrais característicos e que há uma contínua gradação de intensidade das linhas quando se passa de um para outro tipo espectral. Os tipos espectrais estão intimamente relacionados com as cores das estrelas. Os sete tipos principais são: O, B, A, F, G, K, M e podem ser subdivididos em sub-tipos com índices de 0 a 9:

  Tabela I

  TIPO ESPECTRAL	COR	TEMP (K)	CARACTERÍSTICAS
  O	violeta	> 25000	linhas de átomos altamente ionizados: HeII, SiIV (*), eventualmente linhas em emissão, linhas do H fracas
  BO	azul	25000	linhas intensas do He neutro (HeI), HeIIausente, H mais intenso
  AO	branca	11000	linhas do H ao máximo, CaIIfraco
  FO	branco- amarela	7600	linhas do CaII intensas, H fracas, aparecem metais uma vez ionizados
  GO	amarela	6000	CaII bastante intensas, linhas intensas de metais neutros, H ainda mais fracas (SOL=G2)
  KO	laranja	5100	linhas fortes de metais neutros, algumas bandas moleculares, H bem fraco
  MO	vermelha	3600	linhas de átomos neutros bastante intensas, bandas de TiO

  (*) íons: He_II = He⁺, Ca_II = Ca⁺, Si_IV = Si⁺⁺⁺

  OBS: nos espectros as linhas aparecem, quase sempre, em absorção.

  A luminosidade (L) pode ser obtida a partir das medidas de luminosidade aparente e da distância da estrela, tornando essa grandeza relativamente fácil de ser medida para um grande número de estrelas.

  A massa (M) só pode ser medida nos casos em que estrela formar um sistema duplo com uma outra e forem conhecidos o movimento orbital e o centro de massa do sistema. Isso restringe bastante o número de casos em que M pode ser medido.

  O raio (R) só foi determinado recentemente, pela técnica de interferometria para algumas dúzias de estrelas, na maioria gigantes. Em geral, supomos que a estrela emite como corpo negro e obtemos R a partir da relação:

  L = 4π R²σ T⁴ (erg/s)       (2.2)

  não resultante, pois, numa medida independente.

  A composição química é determinada a partir da reprodução das intensidades das linhas espectrais por modelos de atmosferas estelares. Estes modelos exigem um tal volume de cálculo numérico que, mesmo com o uso de modernos computadores, eles ainda só podem ser aplicados aos casos mais simples. 

  Por estas razões, a teoria de evolução estelar se desenvolveu confrontando os modelos com as medidas das duas grandezas L e T (ou outras diretamente relacionadas a elas, como a magnitude absoluta e o índice de cor).

  A SEQUÊNCIA PRINCIPAL

  
  

  No primeiro artigo desta série (REF n. 2) dissemos que quanto maior a massa de uma estrela, maior a força gravitacional a comprimir o gás para o centro; proporcionalmente, maior a quantidade de energia que deveria ser produzida para gerar a pressão interna capaz de conter o colapso. Para que seja estabelecida uma situação de equilíbrio através de toda a estrutura interna da estrela, o gás se acomoda numa esfera cujo volume é definido pela relação entre a densidade de energia térmica e a gravitacional. Assim, a uma dada fase de geração de energia, a massa determina univocamente a luminosidade, o raio e, portanto, a temperatura superficial. Vamos estabelecer as relações entre estas grandezas, construindo um modelo bastante simplificado.

  Vamos admitir que o ponto médio do raio seja representativo da média das condições físicas que vigoram no interior da estrela. A densidade (ρ ) depende do raio da seguinte maneira:

  
  

  ρ ≈ M/R³       (2.3)

  Numa aproximação muito grosseira, substituímos na equação diferencial que descreve o equilíbrio hidrostático as respectivas diferenças de pressão e raio entre o ponto tomado como representativo e a superfície (pressão nula):

  P = - ρ GM/R      (2.4)

  Substituindo (2.3) em (2.4):

  P ≈ M²/R⁴     (2.5)

  Usando a equação dos gases perfeitos

  P = nkT    (2.6)

  onde n é a densidade de partículas, obtemos

  T ≈ M/R        (2.7)

  que substituída em (2.2) leva a

  L ≈ M² T²       (2.8)

  mostrando que a massa determina a relação L/T.

  Procedendo do mesmo modo, substituímos as equações (2.5) e (2.7) numa equação que descreve o modo pelo qual a energia produzida no centro é transportada de camada para camada interna da estrela (equação do transporte radioativo). Para a fase de queima de hidrogênio no núcleo obtemos

  L ≈ M³      (2.9)

  Esta relação mostra que a massa determina a luminosidade e, através de (2.8), determina também a temperatura. Se esta aproximação grosseira for realista em algum grau, a uma seqüência de massas estelares no início da queima do hidrogênio deve corresponder uma curva bem definida no gráfico LxT. A linha contínua da figura 2.1 é calculada a partir dos modelos para uma seqüência de massas estelares nas condições descritas acima. ela é denominada SEQÜÊNCIA PRINCIPAL DE IDADE ZERO. Os pontos no diagrama são a luminosidade e a temperatura observadas das estrelas do aglomerado das Plêiades. O conjunto dos pontos observacionais que acompanham a curva contínua (S.P.I. Zero) recebe o nome de SEQÜÊNCIA PRINCIPAL do aglomerado. O bom acordo da curva teórica com as observações mostra que o esquema traçado acima, embora grosseiro, inclui todos os elementos físicos fundamentais das estrelas nesta fase de suas vidas.

  O gráfico LxT é uma das versões do diagrama elaborado por Hertzsprung e Russell (1911) e, por isso, é denominado diagrama H-R, em homenagem a seus idealizadores.

  A fotografia 2.1 (em negativo) mostra algumas estrelas do aglomerado aberto das Plêiades, mencionado acima. Algumas delas ainda se encontram envoltas por restos da nuvem da qual se formaram. Este aglomerado da constelação do Touro pode ser visto a olho nu nas noites de verão. Ele é conhecido em algumas regiões do Brasil pelo nome de "Sete Estrelo".

  

  Fig. 2.1 - Comparação das previsões dos modelos de S.P.I. Zero com as observações das Plêiades.

   

  Fotografia 2.1 - Algumas das 120 estrelas do aglomerado aberto das Plêiades

  A dependência da luminosidade com o cubo da massa na relação (2.9) indica que as estrelas de maior massa queimam suas reservas de hidrogênio muito mais rapidamente que as de menor massa. Podemos, portanto, prever que as estrelas não se mantêm eternamente na Seqüência Principal. Elas iniciam seu ciclo de fusão do H na S.P. de Idade Zero, pela cadeia de reações próton-próton:

  H¹ + H¹   D² + e⁺ + ν

  D² + H¹   He³ + γ  (2.10)

  He³ + He³   He⁴ + H¹ + H¹

  onde n representa um neutrino e g representa radiação eletromagnética.

  Á medida que o H vai sendo fundido em He, o número de partículas livres no centro da estrela vai diminuindo, gerando um abaixamento da pressão interna (eq. 2.6). Para manter-se em equilíbrio, a estrela deve passar por mudanças em suas condições estruturais, variando a luminosidade e a temperatura superficial. durante sua vida, a estrela muda, portanto, continuamente de posição no diagrama H-R. Podemos dizer que os pontos fora da curva na parte superior da figura 2.1 (estrelas de maior massa) representam estrelas que já se afastaram bastante da S.P.I. Zero e estão abandonando a Seqüência Principal do aglomerado.

  De acordo com o trabalho dos físicos Mário Schönberg e S. Chandrasekhar (1942), quando cerca de 10% a 15% da massa total de H de uma estrela tiver sido transformada em He, a pressão gerada pela queima do H no núcleo não será mais suficiente para manter o equilíbrio. A estrela passa a sofrer transformações estruturais que a levam para longe da Seqüência Principal de Idade Zero. A duração desta fase é

  t ≈ 10¹⁰/M³ anos     (2.11)

  onde M deve ser expresso em M_Solar . Todas as estrelas da Seqüência Principal estariam, pois, nesta fase de produção de energia.

  Vamos descrever, em linhas gerais o que acontecerá com o Sol durante sua evolução e acompanhar seu caminho pelo diagrama H-R. Ao iniciar as reações da cadeia próton-próton, sua posição no diagrama H-R é representada pelo ponto A da fig. 2.2 abaixo.

  Como podemos ver pelas reações (2.10), quatro prótons são transformados em um núcleo de He. A diminuição do número de partículas livres causa um abaixamento da pressão interna (eq. 2.6). Tentando restabelecer o equilíbrio, o núcleo se contrai, aumentando a temperatura central, que resulta num aumento da taxa de reações p-p. Em conseqüência, as camadas mais externas são obrigadas a se expandir e há um aumento de luminosidade. O aumento de L e R se dá de tal modo que a temperatura superficial se mantém aproximadamente constante. No diagrama da fig. 2.2 a estrela se desloca verticalmente de A para B. Sabendo que o Sol já tem uma idade de aproximadamente 4,5 bilhões de anos, podemos prever, pela equação (2.11) que daqui a cerca de 5,5 bilhões de anos sua posição no diagrama H-R corresponderia ao ponto B, sendo 1,5 vezes mais luminoso e 1,25 vezes maior que atualmente. Das 100 bilhões de estrelas da nossa Galáxia, 80% a 90% ainda estão na Seqüência Principal. A maioria das estrelas, portanto, está passando por uma fase análoga á do Sol, queimando hidrogênio no núcleo e se deslocando lentamente dentro da Seqüência Principal. O ponto B, que caracteriza a exaustão do H no núcleo, é denominado PONTO DE SAÍDA. 

    

   

  A EVOLUÇÃO PARA O RAMO DAS GIGANTES VERMELHAS 

    

   

  A trajetória evolutiva da fig. 2.2 servirá de referência para explorarmos a evolução do Sol.

   

  Fig. 2.2 - Trajetória evolutiva do Sol

  A exaustão do H no núcleo (ponto B) faz com que ele se contraia, aumentando a temperatura central, portanto a pressão interna, e forçando as camadas externas a se expandirem. O aumento da temperatura no núcleo de He (isotérmico) faz com que se inicie a queima do H numa fina camada ao seu redor, mantendo a taxa de produção de energia mais ou menos constante. Como resultado, a luminosidade também permanece aproximadamente constante. Como o raio aumenta, pela equação (2.3) podemos ver que a temperatura superficial deve cair e, por (2.0), a estrela fica mais vermelha à medida que avança de B. para C.

  O H que é queimado na camada esférica é jogado para dentro do núcleo, em forma de He, aumentando a massa, a densidade e, portanto, a temperatura central. O correspondente aumento da pressão interna força de novo, as camadas externas para fora e a estrela se expande mais e mais. O aumento da temperatura do núcleo produz um aumento na taxa de queima do H na camada que o envolve, aumentando a luminosidade. As variações de R e L (eq. 2.2) se dão de tal forma que a temperatura superficial permanece aproximadamente constante e as estrela se desloca de C para D quase verticalmente. O Sol percorrerá o trecho BC em cerca de 800 milhões de anos. Já o trecho seguinte, CD, será percorrido em metade deste tempo.

  As grandes dimensões e a baixa temperatura superficial da estrela neste último trecho a caracterizam como uma GIGANTE VERMELHA. No ponto D o Sol terá uma luminosidade mil vezes maior que a atual e uma temperatura superficial de apenas 3500K e, de acordo com a equação (2.2), seu raio será da ordem de 100 vezes maior que o atual. Aproximadamente ¼ da massa do Sol estará concentrada no núcleo de He a uma densidade 50.000 vezes maior que a do Ferro. O resto do gás que compõe a estrela estará espalhado num volume tão grande que sua densidade será menor que a obtida em aparelhos de alto vácuo na Terra (~ 10^-6 atmosferas). Portanto, daqui a uns 7 bilhões de anos o Sol terá uma luminosidade suficiente para destruir todos os seres vivos sobre a face da Terra. Os oceanos serão vaporizados e nossa atmosfera será lançada para o espaço, deixando a crosta nua como se encontra atualmente a superfície da Lua.

  Não se espera que a espécie humana, como tal, dure tanto para presenciar, daqui da Terra, esses estágios da evolução do Sol. Mas, se isso acontecesse, os homens do futuro veriam no céu um enorme disco vermelho de 60 graus de diâmetro angular e um por-de-sol que duraria 4 horas. 

   

  IGNIÇÃO DO HÉLIO

  No final da fase de gigante Vermelha, o núcleo de He teria cerca de 80 milhões de Kelvin (80 10⁶ K). As estrelas de massa aproximadamente igual ou menor que a do Sol têm, nestes estágios, densidade tão elevadas no núcleo (~ 400 Kg/cm³) que o gás não preenche mais os requisitos de gás perfeito e a relação (2.6) não é mais válida. Na interação entre as partículas têm que ser levados em conta fenômenos quânticos, tais como o princípio de exclusão. Este estado da matéria, inexistente na Terra, é denominado estado degenerado. No estado degenerado o gás é praticamente incompressível e a pressão depende mais fortemente da densidade que da temperatura. Deste modo, o núcleo atinge a pressão suficiente para sustentar o peso das camadas externas.

  Quando a esfera central do Sol atingir 100 milhões de Kelvin, os núcleos de He começarão a se fundir através de uma série de reações, como no esquema abaixo:

  He⁴ + He⁴ Be⁸

  Be⁸ + He⁴   C12 + γ

  C¹² + He⁴    O¹⁶ + γ

  O¹⁶ + He⁴    Ne²⁰ + γ

  Ne²⁰ + He⁴    Mg²⁴ + γ

  O início da queima do He é explosivo e é chamado de ignição do Hélio. Quando a estrela tem massa maior que a do Sol, a pressão gerada pela matéria no estado degenerado é insuficiente para sustentar o peso das camadas externas e o He vai sendo queimado antes que um caroço de matéria degenerada de proporções razoáveis seja formado, não sendo atingida a fase explosiva.

  Voltando à evolução do Sol, o salto de D para E (fig. 2.2) se daria em apenas um dia. No diagrama H-R, podemos ver que a ignição do He causa uma queda da luminosidade da estrela, ao invés de fazê-la brilhar mais ainda. A explosão expande o núcleo, dispersando a camada esférica de H que queimava ao seu redor. O esfriamento do núcleo durante a sua expansão diminui a taxa de reações do H, uma vez reconstituída a camada esférica de combustão do hidrogênio. As camadas externas se contraem, a temperatura superficial aumenta e a estrela se desloca de E para F. Nas imediações do ponto F a estrela passa um tempo relativamente longo queimado He no núcleo e H na camada esférica. Um grupo de estrelas de diversas massas nesta fase de evolução define uma região do diagrama H-R análoga à Seqüência Principal, denominada RAMO HORIZONTAL. Quando o He do núcleo tiver se esgotado, de novo o núcleo irá se contrair e aquecer, aumentando a pressão interna e forçando as camadas externas a se expandirem. A estrela se desloca de F para G, entrando no RAMO ASSINTÓTICO. Nesta fase a energia é gerada em duas camadas esféricas concêntricas: a de dentro, em torno do núcleo, de elementos químicos pesados, queima He e a externa queima hidrogênio.

  As estrelas de grande massa atingem temperaturas centrais suficientes para iniciar ciclos de fusão dos elementos mais pesados, enquanto que as de pequena massa caminham rapidamente para os estágios finais de evolução.

  Os modelos teóricos encontram sérias dificuldades para acompanhar a seqüência de eventos a esta altura da vida da estrela e a evolução passa a ser tratada apenas qualitativamente. 

   

  A IDADE DOS AGLOMERADOS ESTELARES

  A fig. 2.3 mostra o diagrama H-R de vários aglomerados abertos. Note que todos têm uma parte do diagrama parecido com o das Plêiades nas proximidades da Seqüência Principal. Alguns deles, como M41, M11, Hyades e M67 têm estrelas que já passaram pelo Ponto de Saída e se transformarem em Gigantes Vermelhas. A idade de um aglomerado pode ser calculada, admitindo que todo o grupo de estrelas nasceu simultaneamente de uma mesma nuvem com composição química homogênea. Assim, determinada a massa de uma estrela que se encontre no Ponto de Saída, a sua idade, calculada por (2.11) pode ser atribuída a todo o aglomerado. O procedimento descrito acima para determinação da idade só será válido se a idade assim obtida, ao ser aplicada aos traços evolutivos para várias massas, reproduzir todo o diagrama H-R do aglomerado observado. A fig. 2.4 apresenta os traços evolutivos para diversas massas.

  Para um certo tempo de evolução, assinala-se o ponto em que cada estrela está sobre sua trajetória evolutiva. O conjunto de pontos assinalados é o diagrama H-R teórico do aglomerado para o tempo de evolução em questão. A fig. 2.5 representa o diagrama H-R de um aglomerado imaginário em vários estágios de evolução. Compare o diagrama H-R de M41, por exemplo, com a fig. 2.5 (B) e o de M67 com 2.5 (C).

   

  Fig. 2.3 - Diagrama H-R de vários aglomerados abertos e o aglomerado globular M3 

   

  Fig. 2.4 - Trajetórias evolutivas

   

  Fig. 2.5 - Evolução de um aglomerado de estrelas imaginário

  Na Galáxia são conhecidos 867 aglomerados abertos contendo de 50 a 1000 estrelas cada um, com idades que vão de 2 milhões a 4 bilhões de anos. A fotografia da última página deste artigo, mostra o aglomerado globular 47 Tucanae, que contém cerca de 1 milhão de estrelas e dista cerca de 17 mil anos luz de nós. Compare seu diagrama H-R observado na fig. 2.6 com a fig. 2.5 (D). Sua idade é da ordem de 10 bilhões de anos. Ele é muito parecido com os outros 125 aglomerados globulares conhecidos na nossa Galáxia.

   

  Fig. 2.6 - Diagrama H-R do aglomerado globular 47 Tucanae

  Todas as considerações feitas acima não levaram em conta a rotação das estrelas, sua perda de massa e campos magnéticos. Sabe-se, atualmente, que praticamente todas as estrelas perdem massa por vários mecanismos possíveis. Ela pode ser muito pequena, como a causada pelo vento solar, mas, em alguns casos pode ser suficientemente elevada para influir fortemente no ritmo da evolução. Além deste efeito, a perda de massa pode deixar a descoberto camadas mais ou menos profundas da estrela, contaminadas pelos produtos da fusão no núcleo. A idade de uma estrela deve ser, portanto, olhada com uma certa cautela, principalmente se ela faz parte de um sistema duplo onde as componentes se encontram muito próximas entre si e estão, assim, sujeitas a interações.

  A fig. 2.7 mostra o diagrama H-R composto das 100 estrelas mais próximas (pontos pretos) e das mais brilhantes (bolinhas) visíveis no céu. Note que é uma composição de estrelas de diferentes idades e massas e, mesmo assim, elas se concentram em duas regiões: na Seqüência Principal e no ramo das Gigantes Vermelhas. Os pontos isolados na parte inferior, mais à esquerda da figura, são as Anãs Brancas, que comentaremos no próximo artigo.

   

  Fig. 2.7 - Diagrama H-R das estrelas mais próximas e das mais brilhantes

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  1. Parte I - O Nascimento das Estrelas
  2. Parte II- A Evolução Estelar e O Diagrama H-R (A Vida das Estrelas)
  3. Parte III- A Morte das Estrelas
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Autores

• Augusto Damineli Neto - IAG/USP
• Francisco José Jablonski - ON/CNPq

Estrelas e sua formação

Ciclo estear

A Vida das Estrelas (do começo ao fim)

         Estrelas são basicamente bolas gigantes de plasma, inerte no espaço, e são constituídas em sua maioria de 71% de hidrogênio, 27% de hélio e com frações de outros elementos mais pesados.

         As estrelas se formam em Nuvens Moleculares, a partir de instabilidades que frequentemente são geradas por choques provenientes de Supernovas. Após isso, ela começa a colapsar sob sua própria força gravitacional. Como a nuvem continua a contrair, ela começa a aumentar sua temperatura, causada pela energia gravitacional gerando energia cinética. Quanto mais ela contrai, mais a sua temperatura aumenta. Estrelas pré-sequência principal (protoestrelas) são cercadas por disco de acreção, que futuramente, são responsáveis pela formação de seu sistema solar. Após bilhões de anos, elas perdem muita massa, e entram em colapso... a partir daí, o ciclo se repete. 

  

  

M < 0,08 M Sol

  

         O limite de 0,08 M Sol estabelece o destino de uma Nuvem Molecular em contratação. Se a massa inicial da esfera gasosa resultante da contração de uma Nuvem Molecular for inferior a 0,08 M Sol ela jamais atingirá o estado de "estrela". O objeto formado, como já vimos, é uma "Anã Marrom". Assim, o valor de 0,08 M Sol é o limite que determina quem será estrela e quem será Anã Marrom. Veja a figura ao lado e entenda os estágios que ocorrem até que se forme uma Anã Marrom.

Entre 0,08 e 0,5 M Sol

          Ficamos então com o intervalo de massa inicial situado entre 0,08 M Sol e 0,5 M Sol. Neste caso ocorre a queima de hidrogênio no centro da estrela com a consequente formação de um núcleo de hélio. Esta região central de hélio se torna degenerada e não consegue atingir a temperatura suficiente para dar início às reações nucleares com o hélio. Como consequência, ela não se transforma em uma estrela gigante. Seu estágio final de evolução é a formação de uma estrela Anã Branca, com núcleo de hélio. Veja a figura ao lado e entenda os estágios que ocorrem até que se forme uma Anã Branca.

Entre 0,5 e 1,0 M Sol

         Aqui, a contração muito lenta do núcleo continua e a temperatura central da estrela aumenta um pouco. Sua superfície continua a expandir e, neste caso, a estrela irá se transformar em uma estrela gigante vermelha. Devido à sua pequena massa, a luminosidade da estrela é gerada pelo processo de convecção. Após ejetar a maior parte do seu envoltório, as estrelas neste intervalo de massa se tornam Anãs Brancas com núcleo de hélio (mas sem passar pelo estágio de Nebulosa Planetária). Veja a figura ao lado e entenda os estágios que ocorrem com as estrelas com este intervalo de massa.

Entre 1 e 2 M Sol

          Nestas estrelas, o núcleo contrai e aquece bastante. Como o núcleo é formado por gás degenerado, ele não consegue expandir muito, embora haja um enorme aumento da temperatura central. Devido ao seu processo de expansão contínua, a estrela não consegue manter o seu envoltório e ejeta a sua maior parte no espaço, formando a tão famosa "Nebulosa Planetária". O que resta desta estrela é uma Anã Branca. Veja a figura ao lado e entenda os estágios que ocorrem com as estrelas com este intervalo de massa.

Entre 2 e 10 M Sol

          Muitas coisas podem acontecer com estrelas neste intervalo. Não só o núcleo, como toda a estrela está colapsando e seu envoltório está caindo na direção de seu pequeno núcleo endurecido. O material do envoltório da estrela irá "ricochetear" na superfície endurecida do núcleo estelar (bounce). eventualmente, a região central da estrela pode sobreviver a este fenômeno violento. A esta estrela residual, extremamente densa e pequena que sobrevive a esse fenômeno, damos o nome de "Estrela de Nêutrons". Veja a figura ao lado e entenda os estágios que ocorrem para se formar uma Estrela de Nêutrons.

Entre 10 e 20 M Sol

         Já vimos que estrelas cuja massa inicial é maior do que 10 massas solares ao alcançarem os estágios finais de sua evolução passam por processos bastante violentos. A região central dessas estrelas gigantes sofrem um fortíssimo colapso gravitacional que irá levá-las a sofrerem uma enorme explosão. Quando isso acontece, essas estrelas gigantes lançam toda sua matéria no espaço interestelar e podem ser completamente destruidas, ou deixar uma estrela residual e compacta, chamada de Estrela de Nêutrons. Se a estrela inicial é muito grande, pode ocorrer que após sua explosão, o objeto residual deixado para trás ainda tenha muita massa. Neste caso, pode acontecer que o colapso gravitacional continue a agir nesse objeto residual de modo tão intenso que a pressão da matéria alí existente não consiga suportar esse esmagamento. Nesse caso, a estrela residual continua a colapsar, tão intensamente, que forma o famoso "Buraco Negro". Veja a figura ao lado e entenda os estágios que ocorrem até que se forme um Buraco Negro.

          Supernova tipo I

          Em geral, é resultado de um processo de acréscimo de matéria sobre uma estrela Anã Branca participante de um sistema binário de estrelas. Se, em um sistema binário, uma estrela de grande massa passa uma quantidade muito grande de hidrogênio para a superfície de uma estrela Anã Branca, sua companheira de sistema, pode ocorrer que a Anã Branca ultrapasse um limite de massa a partir do qual ela não é mais estável. Este limite máximo para a massa de uma estrela é o limite de Chandrasekhar. Quando ele é ultrapassado, a estrela não é mais estável, iniciando um processo de colapso gravitacional, com incríveis consequências.

      As Supernovas tipo Ia apresentam hidrogênio no espectro. A energia liberada pelas reações nucleares torna-se maior do que a energia de ligação gravitacional do núcleo degenerado, e a estrela é totalmente dispersa no espaço.

          Tempo de vida das estrelas

         O tempo de vida de cada estrela está diretamente ligado com a sua massa. Vejamos alguns exemplos:

Fractais 3serie -Armando Gomes

Criação Benoit Mandelbrot -geometria fractal.
Características dos fractais: auto-similaridade imagens do conceito
fractarte