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h2> Os Ciclos de Vida das Estrelas: Como se formam as Supernovasbr>>p> É muito poético dizer que somos feitos do pó das estrelas. Surpreendentemente, é também verdade! Grande parte dos nossos corpos, e do nosso planeta, são feitos de elementos que foram criados nas explosões das estrelas maciças. Vamos examinar exactamente como isto pode ser.

Ciclos de Vida das Estrelas

O ciclo de vida de uma estrela é determinado pela sua massa. Quanto maior for a sua massa, maior é o seu ciclo de vida. A massa de uma estrela é determinada pela quantidade de matéria disponível na sua nebulosa, a nuvem gigante de gás e pó da qual ela nasceu. Com o tempo, o hidrogénio gasoso na nebulosa é puxado pela gravidade e começa a girar. À medida que o gás gira mais rapidamente, aquece e torna-se como um protostar. Eventualmente, a temperatura atinge 15.000.000 graus e a fusão nuclear ocorre na pontuação da nuvem. A nuvem começa a brilhar, contrai-se um pouco, e torna-se estável. É agora uma estrela de mainsequence e permanecerá nesta fase, brilhando durante milhões de tobilhões de anos vindouros. Esta é a fase em que o nosso Sol está neste momento.

Como a estrela da sequência principal brilha, o hidrogénio no seu núcleo é convertido em hélio por fusão nuclear. Quando o fornecimento de hidrogénio nas corebeginas se esgota, e a estrela já não gera calor por fusão nuclear, o núcleo torna-se instável e contrai-se. A casca exterior da estrela, que ainda é maioritariamente hidrogénio, começa a expandir-se. À medida que se expande, arrefece e brilha a vermelho. A estrela atingiu agora a fase gigante vermelha. É vermelha porque é mais fria do que era na fase estelar da sequência principal e é uma gigante porque a casca da estrela se expandiu para fora. No núcleo da gigante vermelha, o hélio funde-se em carbono. Todas as estrelas evoluem do mesmo modo até à fase gigante vermelha. A quantidade de massa que uma estrela tem determina qual o percurso do ciclo de vida seguinte a partir daí.

br> O ciclo de vida de uma estrela de baixa massa (oval esquerda)e de uma estrela de alta massa (oval direita).

A ilustração acima compara as diferentes estrelas de massa baixa (como o nosso Sol) e as estrelas de massa alta após a fase de redgiant. Para as estrelas de baixa massa (lado esquerdo), após o hélio ter sido fundido em carbono, o núcleo colapsa novamente. À medida que os corecollapses, as camadas exteriores da estrela são expelidas. Uma nebulosa planetária é formada pelas camadas exteriores. O núcleo permanece como anão branco e eventualmente arrefece para se tornar um blackdwarf.

No direito da ilustração está o ciclo de vida de uma estrela maciça (10 vezes ou mais o tamanho do nosso Sol). Como as estrelas de baixa massa, as estrelas de alta massa nascem innebulae e evoluem e vivem na Sequência Principal. No entanto, os seus ciclos de vida começam a diferir após a fase gigante vermelha. Uma estrela gigantesca irá inundar uma explosão de supernova. Se o remanescente da explosão for 1,4 a cerca de 3 vezes asmassivo como o nosso Sol, tornar-se-á uma estrela de neutrões. O núcleo da estrela amassiva que tem mais de 3 vezes astro do nosso Sol após a explosão fará algo bastante diferente. A força da gravidade supera as forças nucleares que impedem a combinação de protões e neutrões. O núcleo é assim engolido pela sua devoção à gravidade. Tornou-se agora um buraco negro que atrai qualquer matéria e energia que se aproxime dele. O que se passa entre a fase gigante vermelha e a explosão da supernova é descrito abaixo.

From Red Giant to Supernova: The Evolutionary Path of High Mass Stars

Once estrelas que são 5 vezes ou mais maciças do que o nosso Sol atingem a fase gigante, a sua temperatura central aumenta à medida que os átomos de carbono são formados a partir da fusão de átomos de hélio. A gravidade continua a juntar átomos de carbono à medida que a temperatura aumenta e os processos de fusão adicionais prosseguem, formando oxigénio, azoto, e eventualmente ferro.

br>As duas supernovas, uma amarela avermelhada e outra blue, formam um par próximo logo abaixo do centro da imagem (à altura do núcleo da galáxia) Crédito de imagem: C. Hergenrother, Whipple Observatory, P. Garnavich, P. Berlind, R. Kirshner (CFA).

Quando o núcleo contém essencialmente justirão, cessa a fusão no núcleo. Isto porque o ferro é o mais compacto e estável de todos os elementos. É necessária mais energia para romper o núcleo de ferro do que a de qualquer outro elemento. A criação de elementos mais pesados através da fusão do ferro requer assim uma entrada de energia em vez de haver libertação de energia. Uma vez que a energia já não é irradiada a partir do núcleo, em menos de um segundo, o starbegins inicia a fase final do colapso gravitacional. O núcleo tempera-se a mais de 100 mil milhões de graus à medida que os átomos de ferro são esmagados no seu conjunto. A força repulsiva entre os núcleos supera a força da gravidade, e o núcleo recua a partir do coração da estrela em onda de cinzas, o que vemos como uma explosão de supernova.

Quando o choque encontra material nas camadas da estrela’souter, o material é aquecido, fundindo-se para formar novos elementos e isótoposradioactivos. Enquanto muitos dos elementos mais comuns são feitos através da fusão nuclear nos núcleos das estrelas, são necessárias as condições instáveis da explosão da supernova para formar muitos dos elementos mais pesados. A onda de choque impulsiona este material para o espaço. O material que é explodido para longe da estrela é agora conhecido como um remanescente da supernova.

O material quente, os isótopos radioactivos, bem como o núcleo restante da estrela explodida, produzem raios X e raios gama.

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Para o Estudante

Usando a informação de fundo acima, (e fontes adicionais de informação da biblioteca ou da web), faça o seu próprio diagrama do ciclo de vida de uma estrela de alta massa.

br>>h3>Para o EstudanteUtilizando o texto, e quaisquer referências externas impressas, defina os seguintes termos: protostar, ciclo de vida, estrela da sequência principal, gigante vermelha, anã branca, blackdwarf, supernova, estrela de neutrões, pulsar, buraco negro, fusão, elemento, isótopo,raio-x, raio gama.