Disclaimer: Eu não sou um astrônomo de carreira. Eu não possuo um telescópio. Não tenho credenciais profissionais. Mas acho essas coisas fascinantes e consumo todos os documentários de astronomia que posso.
Então, eu assisti muitos documentários descrevendo a evolução estelar. Entendo que, abaixo de um certo limiar, a morte estelar não envolve supernovas. Entendo que, acima desse limiar, as supernovas podem criar estrelas de nêutrons, magnetares ou (se a supernova se qualificar como uma hipernova) buracos negros.
No entanto, durante muito tempo, fiquei curioso sobre por que estrelas abaixo do limiar da supernova - como o nosso próprio Sol - se tornam gigantes vermelhos.
Nos documentários, fui instruído que (para estrelas abaixo do limiar da supernova), quando a fusão do núcleo da estrela não pode continuar ... a fusão cessa e a estrela começa a colapsar sob a gravidade.
À medida que a gravidade esmaga a estrela, entendo que a estrela esquenta conforme a gravidade a esmaga. Como resultado, embora o núcleo estelar permaneça "morto" (não ocorre fusão), uma "concha" de gás ao redor do núcleo estelar fica quente o suficiente para começar a fundir hélio. Como a fusão ocorre como uma “concha” ao redor do núcleo estelar, o impulso externo da fusão é o que empurra ainda mais as camadas externas da estrela. O resultado é que a estrela cresce em um gigante vermelho.
Minha pergunta é a seguinte: Por que a fusão cessa no núcleo ?! Parece-me que, à medida que a gravidade esmaga a estrela, a fusão estelar se reacenderá no próprio núcleo - não numa esfera ao redor do núcleo. Por que o núcleo estelar permanece “morto” enquanto sua “concha” começa a fusão ???
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Para uma compreensão mais fundamental, é útil perceber as dificuldades de fundir o He-4 no C-12. Isso é chamado de processo Triplo-Alfa.
Quando dois núcleos He-4 (partículas alfa) têm energia suficiente para superar a barreira de Coulomb e têm suas seções transversais alinhadas, produz Be-8. O núcleo Be-8 é tão instável (devido a ser energeticamente favorável para os nucleons sujeitos serem organizados em duas partículas alfa) que possui uma meia-vida de cerca de 10 a 17 segundos, o que é surpreendentemente breve. Portanto, para produzir C-12, três partículas alfa precisam se unir quase instantaneamente, duas produzem Be-8 e nesse limiar de meia-vida um terço interage.
Reserve um momento para pensar em quão extremas devem ser as condições do núcleo para permitir que a probabilidade de três partículas alfa se juntem e interajam com sucesso quase instantaneamente e para que isso aconteça vezes suficientes para produzir a energia necessária para tirar o núcleo da degeneração. . A fusão do hélio leva cerca de 100 milhões de K para iniciar, em oposição aos 15 milhões de K do núcleo do sol (passando pela cadeia próton-próton por cerca de 99% das reações) no momento. Essa temperatura é fornecida tanto pela incrível pressão do núcleo degenerado quanto pela energia adicional fornecida pela concha.
A fusão da casca começa antes do processo do alfa-triplo porque, à medida que o núcleo se contrai e se degenera, há tanta energia sendo irradiada do núcleo que aquece as camadas circundantes imediatas até o ponto em que pode começar a fundir o H-to-He, de fato, é tão quente que a fusão de conchas ocorre pelo ciclo CNO.
As camadas externas da estrela se expandem rapidamente, pois há uma enorme quantidade de energia sendo irradiada para fora desta concha, que está se fundindo a uma temperatura muito mais quente do que o núcleo atual.
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Acho que você é como eu e precisa mais da resposta de um leigo. Se você deseja uma explicação boa e fácil de entender sobre o que acontece, consulte "Formação e evolução do sistema solar" na Wikipedia e clique em 5.3 (O Sol e os ambientes planetários). Na verdade, o sol se expande duas vezes: uma vez quando o núcleo fica tão quente devido à fusão acelerada de hidrogênio (à medida que o núcleo do sol fica mais quente, o hidrogênio queima mais rápido) que o hidrogênio na concha ao redor do núcleo começa a se fundir (essa fusão de hidrogênio na concha é o que empurra as camadas externas para cerca de 1AU). Então, depois de cerca de 2 bilhões de anos. O núcleo atinge uma densidade / temperatura crítica (devido ao aumento da quantidade de hélio) que o hélio começa a fundir em carbono. Neste ponto, há um "flash" de hélio e o sol diminui para cerca de 11 vezes o tamanho original. O hélio no núcleo se funde em carbono por cerca de 100 milhões de anos até que o mesmo tipo de coisa aconteça (exceto que, desta vez, o hidrogênio e o hélio na concha ao redor do núcleo começam a se fundir, fazendo com que as camadas externas se expandam novamente. (ou "poluído" com carbono o suficiente para interromper o processo de fusão) e não há massa suficiente para iniciar a fusão do carbono, de modo que uma nebulosa planetária seja ejetada e a estrela comece a "morrer".
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Eu sugiro que você leia este artigo em http://www.space.com/ .
Citando a partir dele:
EDIT: Wikipedia fornece mais algumas dicas:
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Nosso sol está na metade da sua "sequência principal" ou do estágio de fusão do hidrogênio. A fusão no núcleo de uma estrela faz parte do seu equilíbrio dinâmico .
O campo gravitacional da estrela (produzido por sua massa) tende a comprimir sua massa em direção ao núcleo. Quanto mais comprimido o assunto, mais quente ele se torna.
A liberação de energia produzida pela fusão de elementos no núcleo tende a dispersar a matéria para longe do núcleo. A dispersão da matéria do núcleo tende a reduzir sua temperatura.
O tamanho de uma estrela é devido, pelo menos em parte, ao equilíbrio dinâmico formado no qual as forças de compressão gravitacionais são iguais às forças expansivas produzidas pela fusão. Isso é chamado de equilíbrio hidrostático de uma estrela .
A quantidade de energia liberada em massa diminui à medida que os elementos mais pesados são fundidos. A maior parte da energia é liberada para a fusão do hidrogênio, a menor é liberada pela fusão do hélio, e assim por diante. Eventualmente, é atingido um ponto (fusão de ferro) no qual a quantidade de energia necessária para fundir os elementos é maior que a energia liberada pela reação de fusão. Pensa-se que o núcleo de ferro de tais estrelas seja "não-fundido" porque, se o núcleo fosse aquecido a uma temperatura para permitir a fusão de ferro, energia insuficiente seria liberada da reação para manter a temperatura.
Nesse ponto, a estrela se torna cada vez mais incapaz de manter seu equilíbrio hidrostático, mesmo quando sua massa se condensa. O que acontece a seguir depende de quão massiva a estrela é e se o seu campo gravitacional é forte o suficiente para exceder a pressão de degeneração de elétrons de sua massa.
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