Ciclo de vida de estrelas de grande massa

RKA4JL - E aí, pessoal, tudo bem? Nós já falamos a respeito do ciclo de estrelas que possuem, aproximadamente, a mesma massa do Sol. E nesse vídeo, eu vou falar mais sobre as estrelas massivas, ou seja, que possuem bastante massa. Então, estrelas massivas. E quando eu estou falando de estrelas massivas, eu estou me referindo a estrelas com massa maior que nove vezes a massa do Sol. A ideia é, basicamente, a mesma, ou seja, nós começamos com uma grande nuvem de hidrogênio e ela deve ser maior que as que se condensam para formar as estrelas como o Sol. Então, nessa nuvem aqui eventualmente a gravidade irá puxar tudo e o núcleo dela começa a ficar quente e denso o suficiente para o hidrogênio inflamar. Então o hidrogênio começa a se fundir e aqui nós temos hidrogênio se fundindo. Então, agora, aqui, deixe-me colocar isso melhor, nós temos a fusão de hidrogênio no centro. Fusão de hidrogênio. Então a fusão está iniciada e ao redor nós temos outros materiais da nuvem, ou seja, o resto do hidrogênio está tão aquecido que é como um plasma. É como se fosse um tipo de sopa de elétrons e núcleos. Não há átomos formados perto do centro. E nós vimos que esta fusão de hidrogênio acontece a cerca de 10 milhões de Kelvin. Eu quero deixar claro que, quando nós estávamos falando de estrelas massivas, neste mesmo estágio, nós estávamos falando de muita pressão gravitacional. Então aqui há muita, muita pressão gravitacional mesmo nesse estágio de formação. Isso porque ela é mais massiva, irá queimar mais rápido. Isso aqui é mais rápido e quente do que algo com a massa do nosso Sol. Deixe-me colocar aqui "mais rápido e mais quente" que eu acho que fica melhor de se ver. E nessa fase tudo acontece em um período menor que uma estrela com a massa do Sol. Nosso Sol vive cerca de 10 ou 11 bilhões de anos e aqui nós estamos falando de algo em torno de 10 milhões de anos, ou seja, um período de vida mil vezes mais curto. Mas de qualquer forma, vamos pensar no que acontece. Então aqui tudo vai acontecer mais rápido porque temos mais pressão, mais gravidade, mais temperatura. Mas isso vai acontecer, basicamente, igual às estrelas com a massa do Sol, ou seja, eventualmente o hidrogênio irá se fundir em um núcleo de hélio e isso será envolvido por uma casca de hidrogênio, que é hidrogênio fundido. Ao redor nós teremos o resto da estrela, deixe-me colocar isso para ficar bem claro. Então esse aqui é o núcleo de hélio e cada vez mais e mais hélio será formado à medida que o hidrogênio da casca se funde. Isso, em uma estrela com a massa do nosso Sol, é o que nós chamamos de gigante vermelha. Isso porque o seu núcleo começa a ficar cada vez mais denso e mais hélio é produzido. E conforme isso vai ficando mais denso, há mais pressão gravitacional sendo exercida sobre a casca de hidrogênio onde ainda está acontecendo a fusão. Isso acaba liberando mais energia e empurra para fora o raio da estrela. E conforme nós avançamos no processo, você vai perceber que a estrela fica mais massiva e então nós temos mais elementos pesados sendo formados no núcleo. Esses elementos pesados, assim como a estrela, ficam mais densos e, eventualmente, ajudarão a inflamar o núcleo. Isso porque o núcleo está mais denso e o material é empurrado para fora com mais energia. Embora a estrela seja mais massiva, ela não será empurrada como uma gigante vermelha, ou seja, uma gigante vermelha como um tipo de Sol, como estrela. Mas vamos pensar em como o processo vai continuar. Eventualmente, o hélio vai ficar mais denso, vai se inflamar e se fundir em carbono. E nós teremos a formação de um núcleo de carbono. Então aqui nós temos o carbono. Esse aqui é um tipo de núcleo de carbono. Ao redor dele temos um núcleo de hélio, então esse é o núcleo de hélio, e próximo ao centro, nós temos uma casca de hélio se fundindo. E esse hélio está se transformando em carbono, tornando o núcleo de carbono mais quente e denso. Ao redor disso nós temos a fusão de hidrogênio e ao redor dela temos o resto da estrela. Esse processo vai continuar e, eventualmente, o carbono vai se transformar em elementos mais pesados, ou seja, mais elementos pesados serão formados no núcleo. Aqui nós temos duas imagens que eu retirei do Wikipedia e, nesta imagem aqui, as cascas de elementos mais pesados continuam a se formar até nós chegarmos no ferro, ou seja, até eventualmente o ferro se formar. Quer dizer, nós estamos falando de um ferro que possui massa atômica de 56. Se você observar na tabela, 26 é o número atômico, ou seja, é a quantidade de prótons, e 56 é a quantidade de prótons e nêutrons, embora não seja exata. Mas o que acontece é que nesse ponto não há mais energia para a fusão do ferro, quer dizer, para fundir o ferro em elementos mais pesados é necessário ter mais energia. Isso é, na verdade, um processo endotérmico. Então a fusão do ferro não ajudará na sustentação do núcleo. Para deixar bem claro, é assim que os elementos mais pesados são formados: começamos com hidrogênio, ele se funde em hélio e o hélio se transforma em todas essas coisas. Eu não vou detalhar muito, mas funde-se em elementos mais pesados como o neon, o oxigênio, o silício, entre outras combinações. Esses aqui não são os únicos elementos formados, mas são os principais. Ao longo do caminho você terá outras coisas como o lítio, o berílio, o boro, entre outras coisas. É assim que você forma elementos a partir do ferro 56 e é assim que você forma, também, o níquel 56, ou seja, haverá também uma parte de níquel 56 que possui a mesma massa do ferro 56. Só que o níquel tem dois nêutrons a menos e dois prótons a mais, ou seja, o níquel 56 também pode formar um núcleo de níquel e de ferro, mas isso é o quão longe a estrela pode chegar independentemente da massa, quer dizer, através da fusão e de mecanismos de ignições tradicionais. Eu vou parar por aqui porque eu quero que você pense sobre o que acontece em seguida, ou seja, agora nossa estrela não pode mais se fundir. Na verdade, o que vamos ter é uma supernova. Mas é isso aí, pessoal. Até a próxima aula!