Obrigado a perda de massa, em seguida, estrelas com o início de massas, no mínimo, 8 MSun (e talvez até mais) provavelmente terminam suas vidas como anãs brancas. Mas sabemos que as estrelas podem ter massas tão grandes como 150 (ou mais) MSun. Eles têm um tipo diferente de morte reservado para eles. Como veremos, estas estrelas morrem com um estrondo.

fusão Nuclear de elementos pesados

Depois que o hélio em seu núcleo é esgotado (veja a evolução de estrelas mais massivas), a evolução de uma estrela massiva tem um curso significativamente diferente do Das Estrelas de menor massa. Em uma estrela massiva, o peso das camadas externas é suficiente para forçar o núcleo de carbono a contrair até que se torne quente o suficiente para fundir carbono em oxigênio, néon e magnésio. Este ciclo de contração, aquecimento e ignição de outro combustível nuclear se repete várias vezes. Depois de cada um dos possíveis combustíveis nucleares estar esgotado, o núcleo contrai novamente até atingir uma nova temperatura suficientemente alta para fundir núcleos ainda mais pesados. Os produtos da fusão de carbono podem ser convertidos em silício, enxofre, cálcio e argônio. E estes elementos, quando aquecidos a uma temperatura ainda maior, podem se combinar para produzir ferro. Estrelas massivas passam por estes estágios muito, muito rapidamente. Em estrelas realmente massivas, alguns estágios de fusão para o fim pode levar apenas meses ou até mesmo dias! Isto está muito longe dos milhões de anos que passam na fase da sequência principal.nesta fase da sua evolução, uma estrela massiva assemelha-se a uma cebola com um núcleo de ferro. À medida que nos afastamos do centro, encontramos conchas de temperatura decrescente em que as reações nucleares envolvem núcleos de massa progressivamente mais baixa—silício e enxofre, oxigênio, néon, carbono, hélio e, finalmente, hidrogênio (Figura 1).

Figura 1: Estrutura de uma estrela massiva antiga. Pouco antes do seu colapso gravitacional final, o núcleo de uma estrela massiva assemelha-se a uma cebola. O núcleo de ferro é cercado por camadas de silício e enxofre, oxigênio, néon, carbono misturado com algum oxigênio, hélio e, finalmente, hidrogênio. Fora do núcleo, a composição é principalmente hidrogênio e hélio. (Note que este diagrama não é precisamente para escalar,mas é apenas para transmitir a idéia geral de como tal estrela seria.) (credit: modification of work by ESO, Digitized Sky Survey)

But there is a limit to how long this process of building up elements by fusion can go on. A fusão do Silício em ferro acaba por ser o último passo na sequência da produção de elementos não explosivos. Até este ponto, cada reação de fusão produziu energia porque o núcleo de cada produto de fusão tem sido um pouco mais estável do que os núcleos que o formaram. Como discutido no sol: Uma central Nuclear, núcleos leves, dão parte de sua energia de ligação no processo de fusão em núcleos mais apertados e mais pesados. É esta energia libertada que mantém a pressão exterior no núcleo para que a estrela não colapse. Mas de todos os núcleos conhecidos, o ferro é o mais estreitamente ligado e, portanto, o mais estável.

Você pode pensar na situação como esta: Todos os núcleos menores querem “crescer” para ser como o ferro, e eles estão dispostos a pagar (produzir energia) para se mover em direção a esse objetivo. Mas o ferro é um núcleo maduro com boa auto-estima, perfeitamente satisfeito sendo o ferro; exige o pagamento (deve absorver energia) para alterar a sua estrutura nuclear estável. Isto é exatamente o oposto do que aconteceu em cada reação nuclear até agora: em vez de fornecer energia para equilibrar a atração interior da gravidade, qualquer reação nuclear envolvendo ferro removeria alguma energia do núcleo da estrela.incapaz de gerar energia, a estrela enfrenta agora uma catástrofe.

colapsa em uma bola de nêutrons

quando as reações nucleares param, o núcleo de uma estrela massiva é suportado por elétrons degenerados, assim como uma anã branca é. Para as estrelas que começam sua evolução com massas de pelo menos 10 MSun, este núcleo é provavelmente feito principalmente de ferro. (Para estrelas com massas iniciais na faixa de 8 a 10 MSun, o núcleo é provavelmente feito de oxigênio, néon e magnésio, porque a estrela nunca fica quente o suficiente para formar elementos tão pesados quanto ferro. A composição exacta dos núcleos das estrelas nesta gama de massas é muito difícil de determinar devido às características físicas complexas dos núcleos, particularmente nas densidades e temperaturas muito elevadas envolvidas. Vamos nos concentrar nos núcleos de ferro mais massivos em nossa discussão.enquanto nenhuma energia está sendo gerada dentro do núcleo da anã branca da estrela, a fusão ainda ocorre nas conchas que rodeiam o núcleo. À medida que as conchas terminam suas reações de fusão e param de produzir energia, as cinzas da última reação caem sobre o núcleo da anã branca, aumentando sua massa. Como a morte de Estrelas de baixa massa mostra, uma massa maior significa um núcleo menor. O núcleo pode contrair porque mesmo um gás degenerado ainda é principalmente espaço vazio. Os electrões e os núcleos atómicos são, afinal de contas, extremamente pequenos. Os elétrons e núcleos em um núcleo estelar podem estar lotados em comparação com o ar em seu quarto, mas ainda há muito espaço entre eles.

os elétrons no início resistem a serem aglomerados mais juntos, e assim o núcleo encolhe apenas uma pequena quantidade. Em última análise, no entanto, o núcleo de ferro atinge uma massa tão grande que até mesmo elétrons degenerados não podem mais sustentá-lo. Quando a densidade atinge 4 × 1011 g / cm3 (400 bilhões de vezes a densidade da água), alguns elétrons são realmente espremidos no núcleo atômico, onde eles se combinam com prótons para formar neutrões e neutrinos. Esta transformação não é algo familiar da vida cotidiana, mas se torna muito importante como tal, um núcleo estelar enorme colapsa.alguns elétrons já se foram, então o núcleo não pode mais resistir à massa de esmagamento das camadas superiores da estrela. O núcleo começa a encolher rapidamente. Cada vez mais elétrons são empurrados para os núcleos atômicos, que acabam por ficar tão saturados de nêutrons que eles não podem se agarrar a eles.

neste ponto, os nêutrons são espremidos para fora dos núcleos e podem exercer uma nova força. Como é verdade para os elétrons, acontece que os nêutrons resistem fortemente a estar no mesmo lugar e movendo-se da mesma maneira. A força que pode ser exercida por esses nêutrons degenerados é muito maior do que a produzida por elétrons degenerados, então a menos que o núcleo seja muito massivo, eles podem finalmente parar o colapso.isto significa que o núcleo em colapso pode atingir um estado estável como uma bola esmagada feita principalmente de nêutrons, que os astrônomos chamam de estrela de nêutrons. Nós não temos um número exato (um “limite de Chandrasekhar”) para a massa máxima de uma estrela de nêutrons, mas cálculos nos dizem que o limite de massa superior de um corpo feito de nêutrons pode ser apenas cerca de 3 MSun. Então, se a massa do núcleo fosse maior do que isso, então mesmo a degeneração de nêutrons não seria capaz de impedir o núcleo de colapsar mais. A estrela moribunda deve acabar como algo ainda mais comprimido, que até recentemente se acreditava ser apenas um tipo possível de objeto—o estado de compactação final conhecido como um buraco negro (que é o tema do nosso próximo capítulo). Isto porque não se acreditava que existisse força que pudesse impedir um colapso além do estágio da estrela de nêutrons.

Colapso e Explosão

Quando o colapso de uma estrela de massa do núcleo é interrompido por degenerar nêutrons, o núcleo é salvo de mais destruição, mas acontece que o resto da estrela é, literalmente, destroçada. É assim que acontece.

o colapso que ocorre quando os elétrons são absorvidos nos núcleos é muito rápido. Em menos de um segundo, um núcleo com uma massa de cerca de 1 MSun, que originalmente era aproximadamente do tamanho da Terra, colapsa para um diâmetro de menos de 20 quilômetros. A velocidade com que o material cai para dentro atinge um quarto da velocidade da luz. O colapso pára apenas quando a densidade do núcleo excede a densidade de um núcleo atômico (que é a forma mais densa de matéria que conhecemos). Uma estrela de nêutrons típica é tão comprimida que para duplicar sua densidade, teríamos que apertar todas as pessoas no mundo em um único cubo de açúcar! Isso nos daria um cubo de açúcar (um centímetro cúbico de valor) de uma estrela de nêutrons.

O núcleo degenerado de nêutrons resiste fortemente a compressão, interrompendo abruptamente o colapso. O choque do súbito choque inicia uma onda de choque que começa a propagar-se para fora. No entanto, este choque por si só não é suficiente para criar uma explosão estelar. A energia produzida pela matéria transbordante é rapidamente absorvida pelos núcleos atômicos nas densas camadas superiores de gás, onde rompe os núcleos em nêutrons e prótons individuais.a nossa compreensão dos processos nucleares indica (como referimos acima) que cada vez que um elétron e um próton no núcleo da estrela se fundem para fazer um nêutron, a fusão libera um neutrino. Estas partículas subatómicas fantasmagóricas, introduzidas ao sol: uma central Nuclear, transportam parte da energia nuclear. É a sua presença que lança a última explosão desastrosa da estrela. A energia total contida nos neutrinos é enorme. No segundo lugar da explosão da estrela, a potência transportada pelos neutrinos (1046 watts) é maior do que a potência apagada por todas as estrelas em mais de um bilhão de galáxias.

enquanto os neutrinos normalmente não interagem muito com a matéria comum (nós os acusamos de ser totalmente anti-social), a matéria perto do centro de uma estrela em colapso é tão densa que os neutrinos interagem com ela em algum grau. Eles depositam parte dessa energia nas camadas da estrela logo fora do núcleo. Esta entrada enorme e repentina de energia reverte o fundo dessas camadas e as impulsiona explosivamente para fora. A maior parte da massa da estrela (além da que entrou na estrela de nêutrons no núcleo) é então ejetada para o espaço. Como vimos anteriormente, tal explosão requer uma estrela de pelo menos 8 MSun, e a estrela de nêutrons pode ter uma massa de, no máximo, 3 MSun. Consequentemente, pelo menos cinco vezes a massa do nosso Sol é expelida para o espaço em cada evento tão explosivo!a explosão resultante é chamada de supernova (Figura 2). Quando estas explosões acontecem perto, elas podem estar entre os eventos celestiais mais espetaculares, como iremos discutir na próxima seção. (Na verdade, há pelo menos dois tipos diferentes de explosões de supernovas: o tipo que temos descrito, que é o colapso de uma estrela massiva, é chamado, por razões históricas, de uma supernova tipo II. Vamos descrever como os tipos diferem mais tarde neste capítulo).

Figura 2: Cinco explosões de supernovas em outras galáxias. As setas na linha superior das imagens apontam para as supernovas. A linha inferior mostra as galáxias hospedeiras antes ou depois das estrelas explodirem. Cada uma destas supernovas explodiu entre 3,5 e 10 bilhões de anos atrás. Note que as supernovas quando explodem pela primeira vez podem ser tão brilhantes como uma galáxia inteira. (credit: modification of work by NASA, ESA, and A. Riess (STScI))

Table 1 summarizes the discussion so far about what happens to stars and substellar objects of different initial masses at the ends of their lives. Tal como muitos dos nossos conhecimentos científicos, esta lista representa um relatório de progresso: é o melhor que podemos fazer com os nossos actuais modelos e observações. Os limites de massa correspondentes a vários resultados podem mudar um pouco à medida que os modelos são melhorados. Há muito que ainda não entendemos sobre os detalhes do que acontece quando as estrelas morrem.

A Supernova Dá, e a Supernova Tira

Após a explosão de uma supernova, a vida de uma estrela massiva chega ao fim. Mas a morte de cada estrela massiva é um evento importante na história da sua galáxia. Os elementos construídos pela fusão durante a vida da estrela são agora “reciclados” no espaço pela explosão, tornando-os disponíveis para enriquecer o gás e a poeira que formam novas estrelas e planetas. Porque estes elementos pesados ejetado por supernovas são críticos para a formação de planetas e a origem da vida, é justo dizer que, sem perda de massa a partir de supernovas e nebulosas planetárias, nem os autores nem os leitores deste livro poderia existir.mas a explosão de supernova tem mais uma contribuição criativa a fazer, uma a que aludimos nas estrelas desde a adolescência até à velhice quando perguntámos de onde vieram os átomos das nossas jóias. A explosão de supernova produz uma inundação de nêutrons energéticos que atravessam o material em expansão. Estes nêutrons podem ser absorvidos pelo ferro e outros núcleos onde podem se transformar em prótons. Assim, eles constroem elementos que são mais maciços do que o ferro, incluindo favoritos terrestres como o ouro e a prata. Este é o único lugar que sabemos onde átomos mais pesados como o chumbo ou o urânio podem ser feitos. Da próxima vez que você usar algumas jóias de ouro (ou dar algum para o seu querido), tenha em mente que esses átomos de ouro já foram parte de uma estrela explodindo!quando as supernovas explodem, estes elementos (bem como os que a estrela fez durante tempos mais estáveis) são ejetados no gás existente entre as estrelas e misturados com ele. Assim, as supernovas desempenham um papel crucial no enriquecimento da sua galáxia com elementos mais pesados, permitindo, entre outras coisas, que os elementos químicos que compõem planetas como a terra e os blocos de construção da vida se tornem mais comuns à medida que o tempo passa (Figura 3).

Figura 3: Kepler Supernova Remant. Esta imagem mostra os restos em expansão de uma explosão de supernova, que foi vista pela primeira vez há cerca de 400 anos por observadores do céu, incluindo o famoso astrônomo Johannes Kepler. O manto em forma de bolha de gás e poeira tem agora 14 anos-luz de largura e está se expandindo a 2.000 quilômetros por segundo (4 milhões de milhas por hora). O remanescente emite energia em comprimentos de onda de raios-X (mostrado em azul e verde) para luz visível (amarelo) e para o infravermelho (vermelho). A concha em expansão é rica em ferro, que foi produzido na estrela que explodiu. A imagem principal combina as imagens individuais a cores vistas na parte inferior em uma imagem multi-comprimento de onda. (credit: modification of work by NASA, ESA, R. Sankrit and W. Blair (Johns Hopkins University))

Supernovas também se acredita ser a fonte de muitas das partículas de raios cósmicos de alta energia discutidas em raios cósmicos. Presos pelo campo magnético da Galáxia, as partículas das estrelas explodidas continuam a circular em torno da vasta espiral da Via Láctea. Cientistas especulam que raios cósmicos de alta velocidade atingindo o material genético dos organismos da terra ao longo de bilhões de anos podem ter contribuído para as mutações constantes—mudanças sutis no código genético—que impulsionam a evolução da vida em nosso planeta. De todas as formas que mencionamos, as supernovas têm desempenhado um papel no desenvolvimento de novas gerações de estrelas, planetas e vida.mas as supernovas também têm um lado escuro. Suponha que uma forma de vida tem a infelicidade de se desenvolver em torno de uma estrela que acontece estar perto de uma estrela maciça destinada a se tornar uma supernova. Tais formas de vida podem encontrar-se extintas quando a radiação dura e partículas de alta energia da explosão da estrela vizinha atingem o seu mundo. Se, como alguns astrônomos especulam, a vida pode se desenvolver em muitos planetas em torno de Estrelas de longa vida (de massa inferior), então a adequação da própria estrela e planeta dessa vida pode não ser tudo o que importa para a sua evolução e sobrevivência a longo prazo. A vida pode muito bem ter se formado em torno de uma série de estrelas agradáveis e estáveis apenas para ser eliminado, porque uma estrela massiva próxima de repente se tornou supernova. Assim como as crianças nascidas em uma zona de guerra podem encontrar-se as vítimas injustas de seu bairro violento, a vida muito perto de uma estrela que vai supernova pode ser presa de ter nascido no lugar errado na hora errada.Qual é a distância segura de uma explosão de supernova? Muito depende da violência da explosão em particular, que tipo de supernova é (veja a evolução dos sistemas estelares binários), e que nível de destruição estamos dispostos a aceitar. Os cálculos sugerem que uma supernova a menos de 50 anos-luz de nós acabaria certamente com toda a vida na terra, e que mesmo a 100 anos-luz de distância teria consequências drásticas para os níveis de radiação aqui. Uma pequena extinção de criaturas marinhas há cerca de 2 milhões de anos na terra pode ter sido causada por uma supernova a uma distância de cerca de 120 anos-luz.a boa notícia é que não existem actualmente estrelas massivas que prometam tornar-se supernovas a 50 anos-luz do sol. (Isto é em parte porque os tipos de estrelas massivas que se tornam supernovas são muito raros. A estrela massiva mais próxima de nós, Spica (na constelação de Virgem), está a cerca de 260 anos-luz de distância, provavelmente uma distância segura, mesmo que explodisse como uma supernova num futuro próximo.

glossário

estrela de neutrões: um objecto compacto de densidade extremamente elevada composto quase inteiramente por neutrões

supernova tipo II: uma explosão estelar produzida no ponto final da evolução das estrelas cuja massa excede cerca de 10 vezes a massa do sol