Estrelas Massivas

Estrelas massivas

Em estrelas massivas, o núcleo já é grande o suficiente, no início da queima da camada de hidrogênio, para que a queima do hélio ocorra antes que a pressão de degeneração de elétrons tenha a oportunidade de se tornar prevalente. Portanto, quando essas estrelas se expandem e resfriam, elas não brilham tanto quanto as estrelas de menor massa; porém, elas foram muito mais brilhantes do que as estrelas de menor massa em seu início, e são também mais brilhantes do que as gigantes vermelhas formadas a partir das estrelas menos massivas. Essas estrelas têm pequena probabilidade de sobreviverem como supergigantes vermelhas, em vez disso destruindo-se como supernovas tipo II.

Estrelas extremamente massivas (mais do que aproximadamente 40 massas solares), que são muito luminosas e, portanto, possuem ventos estelares muito rápidos, perdem massa tão rapidamente devido à pressão de radiação que tendem a arrancar seus envelopes antes que possam se expandir para se tornar supergigantes vermelhas e, portanto, retêm temperaturas superficiais extremamente altas (e cor azul-branca) a partir do seu tempo na sequência principal. Estrelas não podem ter mais do que cerca de 120 massas solares, porque as camadas exteriores seriam expelidas pela radiação extrema. Embora as estrelas de menor massa não queimem suas camadas exteriores tão rapidamente, elas podem igualmente evitar se tornarem gigantes vermelhas ou supergigantes vermelhas se estiverem em sistemas binários suficientemente próximos, de modo que a estrela companheira arranque o envelope à medida que se expande, ou se elas giram tão rapidamente que a convecção se estenda do núcleo à superfície, resultando na inexistência de núcleo e envelope separados, devido à mistura total.5

O núcleo fica mais quente e denso à medida que ganha material da fusão do hidrogênio na base do envelope. Em todas as estrelas massivas, a pressão de degeneração de elétrons é, por si só, insuficiente para interromper o colapso, portanto, à medida que cada elemento é consumido no centro, há a ignição progressiva de elementos mais pesados, interrompendo temporariamente o colapso. Se o núcleo da estrela não é muito massivo (menor do que aproximadamente 1,4 massa solar, levando em consideração a perda de massa que tenha acontecido até este momento), ela pode então formar uma anã branca (possivelmente circundada por uma nebulosa planetária), como descrito acima para estrelas menos massivas, com a diferença de que a anã branca é composta principalmente de oxigênio, neônio e magnésio.

Acima de certa massa (estimada em aproximadamente 2,5 massas solares, quando a progenitora da estrela tinha cerca de 10 massas solares), o núcleo atinge a temperatura (aproximadamente 1,1 gigakelvins) em que o neônio é parcialmente destruído para formar oxigênio e hélio, e este último se funde imediatamente com parte do neônio remanescente para formar magnésio; o oxigênio então se funde para formar enxofre, silício e pequenas quantidades de outros elementos. Finalmente, a temperatura fica suficientemente alta para que qualquer núcleo possa ser parcialmente destruído, frequentemente liberando uma partícula alfa (núcleo de hélio), que imediatamente se funde com outro núcleo, de modo que diversos núcleos são efetivamente rearranjados em um número menor de núcleos mais pesados, com liberação de energia, pois a adição de fragmentos ao núcleo excede a energia requerida para liberá-los do núcleo pai.

Uma estrela com uma massa de núcleo grande demais para formar uma anã branca, mas insuficiente para conseguir a conversão do neônio em oxigênio e magnésio, sofrerá colapso do núcleo (devido à captura eletrônica) antes de chegar à fusão dos elementos mais pesados.6 Tanto o aquecimento quanto o resfriamento causados pela captura eletrônica por elementos menos frequentes (como alumínio e sódio) antes do colapso podem ter um impacto significativo na geração total de energia dentro da estrela pouco antes do colapso.7 Isto pode ter um efeito apreciável sobre a abundância de elementos e isótopos ejetados na supernova subsequente.

Uma vez que o processo de nucleossíntese chega ao ferro-56, a continuação deste processo consome energia, pois a adição de fragmentos aos núcleos libera menos energia do que a requerida para liberá-los dos núcleos pais. Se a massa do núcleo supera o limite de Chandrasekhar,