A muitas outras estrelas além do Sol no universo sera que todas possuem esse mesmo ciclo

Evolução Final das Estrelas

No Sistema Solar, o maior planeta � J�piter, com MJ�piter=318 MTerra e MSol=1047 MJ�piter. RSol=700 000 km=110 RTerra.

Os objetos acima de 75 MJ�piter=0,08 MSol t�m rea��es nucleares transformando H em He e s�o chamados estrelas.
Objetos entre 13 MJ�piter e 75 MJ�piter t�m rea��es nucleares transformando o deut�rio em tr�tio, e s�o chamados an�s marrons.
Os objetos abaixo de 13 MJ�piter, que orbitam uma estrela, s�o chamados planetas.

Índice Show

Evolução Final das Estrelas
Estrelas entre 8 a 10 e 25 MSol
Estrelas acima de 25 MSol
Popula��es Estelares
Como é o ciclo de vida de uma estrela como o Sol?
Como é o ciclo de vida de uma estrela?
Que fim terá as estrelas de massa semelhante à do Sol?
Por que o sol é diferente das outras estrelas?

A matéria produzida após o Big-Bang pela expansão do Universo foi hidrogênio e hélio. As estrelas se formaram deste material primordial e usaram estes dois elementos como combustível para gerar energia, através de reações nucleares. Durante esta etapa as estrelas brilham e produzem os elementos químicos de maior número atômico, principalmente o carbono, o oxigênio, câlcio e o ferro, que são os principais elementos que nos formam e o mundo ao nosso redor. Estes elementos são levados para a superfície das estrelas por convecção ou difusão radiativa, a partir da qual são dispersados por vento estelar ou ejetados para o meio interestelar quando uma estrela massiva explode. Este material é então usado na formação de novas estrelas e seus planetas.

O destino final das estrelas, depois de consumir todo o seu combustível nuclear, depende de duas coisas: primeiro, se a estrela é simples ou faz parte de um sistema binário ou múltiplo, e 60% das estrelas faz; e segundo, de sua massa inicial. Se a estrela faz parte de um sistema binário ou múltiplo, sua evolução depende tanto da massa quanto da separação entre as estrelas, que determinará quando na evolução as estrelas interagirão.

Simulação da evolução de uma estrela como o Sol, que passa para a fase de gigante, supergigante, ejeta uma nebulosa planetária e transforma-se em uma anã branca.

A base dos c�lculos de evolu��o estelar � a manuten��o do Equilíbrio Hidrostático pelo qual a press�o do g�s (a fonte microsc�pica de press�o � a reflex�o, ou absor��o, de part�culas por uma superf�cie real ou imagin�ria, que resulta em transfer�ncia de momentum para esta superf�cie exercendo uma for�a na superf�cie; a for�a m�dia por unidade de �rea � chamada de press�o) contrabalan�a a gravidade, na maior parte da vida das estrelas, j� que se n�o houver equil�brio, o colapso se d� em escala de tempo t�rmico, ou tempo din�mico - cerca de 15 minutos para o Sol.

Por defini��o, estrelas t�m rea��es nucleares est�veis em alguma etapa da sua evolu��o. As rea��es ocorrem quando a temperatura no núcleo da estrela fica suficientemente alta (8 milh�es K) para que a energia cin�tica

Ecin�tica=½ m v2 = (3/2) kT (P=NkT)

consiga vencer a repuls�o coulombiana

ECoulomb=Kq1q2e2/r

por tunelamento qu�ntico, j� que a energia cin�tica � pelo menos mil vezes menor que a barreira coulombiana nas temperaturas onde ocorrem as reações.

Rea��o	Tm�nima	E=Δm c2
41H—»4He	8 milh�es K	m(41H)=1,0073 M(4He)
34He—»12C	100 milh�es K	m(34He)=1,00065 M(12C)
212C—»24Mg	1 bilh�o K	m(212C)=1,00061 M(24Mg)

Esquema de evolução estelar, não em escala, para massas diferentes. A classifica��o espectral de uma estrela na sequ�ncia principal com 0,45 MSol � M1V, 8 MSol � B2V, 10 MSol � B1V e 25 MSol � O7V.

Aproximadamente 97% de todas as estrelas tornam-se an�s brancas, j� que a

Fun��o Inicial de Massa:

indica que

nascem 300 estrelas de 1 MSol para cada uma estrela de 10MSol e,
300 estrelas de 10 MSol para cada uma estrela de 100MSol.

Durante a formação, uma nuvem de gás molecular, fria, se contrai, formando uma proto-estrela.

Se a massa condensada estiver abaixo de 0,08 MSol=73 MJ�piter, ela será uma anã marrom. N�o ser� uma estrela pois nunca ter� rea��es nucleares transformando hidrog�nio em h�lio (Tn�cleo<8 milh�es K).

Imagem no ótico e no infra-vermelho mostrando 50 anãs-marrons descobertas na Nuvem de Órion pelo Telescópio Espacial.

Quando a temperatura no núcleo da estrela fica suficientemente alta (8 milh�es K) para iniciar as reações nucleares estáveis, a proto-estrela torna-se uma estrela da seqüência principal, transformando hidrogênio em hélio no núcleo [4m(1H)=1,0073 m(4He)].

Antes de chegar à seqüência principal, onde transforma hidrogênio em hélio no seu núcleo, a proto-estrela se contraiu por algumas centenas de milhares de anos.

Nebulosa Planetária da Helix, Dumbbell (M27) e NGC 6302.

Existem aproximadamente 10 000 nebulosas planetárias em nossa galáxia. A nebulosidade permanece visível por aproximadamente 10 000 anos após sua ejeção pela estrela, no ramo gigante assintótico. O termo nebulosa planetária foi dado porque algumas se parecem com o planeta Urano, quando olhadas através de um telescópio pequeno.
Se a estrela não faz parte de um sistema binário ou múltiplo, sua evolução depende somente de sua massa inicial. Se a estrela iniciar sua vida com massa menor do que 0,8 MSol, a idade do Universo ainda não é suficiente para esta estrela ter evoluído além da seqüência principal.

Se a massa da estrela for entre 0,08 MSol e 0,45 MSol, depois de transformar H em He na sequ�ncia principal, ela se tornará uma anã branca com núcleo de hélio. As estrelas com massa até 1,75 MSol transformam o hidrogênio em hélio pelo ciclo próton-próton, e têm uma camada de convecção externa.

Est�gio	Dura��o	Temperatura	Temperatura	Raio
1 MSol	(anos)	Central (106K)	Efetiva (K)	(700 000km)
Sequ�ncia Principal	10 bilh�es	15	5400	1
Subgigante	100 milh�es	50	4000	3
Flash de h�lio	100 mil	100	4000	100
Ramo Horizontal	50 milh�es	200	5000	10
Supergigante	10 mil	250	4000	500
Nebulosa Planet�ria	10 mil	300	100 000(3000 nebula)	0,01(1000 nebula)
An� Branca	11 bilh�es	100	100 000 a 3000	0,01
An� Preta	1015 a 1037	5K	5	0,01

A vida do Sol na seqüência principal está estimada em 10 bilhões de anos. Uma estrela de 0,1 massas solares levará 3 trilhões de anos para sair da seqüência principal. As estrelas mais massivas queimam o hidrogênio pelo ciclo CNO, e têm núcleo convectivo, mas atmosfera radiativa. Quando as estrelas consomem o hidrogênio no núcleo, que corresponde a aproximadamente 10% da sua massa total (50 000 km no Sol), elas saem da seqüência principal.

A geração de energia nuclear passa a se dar em uma camada externa a este núcleo, com aproximadamente 2 000 km de espessura, onde a temperatura e a densidade são suficientes para manter as reações nucleares. Como nenhuma energia nuclear é gerada no núcleo nesta fase, ele se contrai rapidamente, e a luminosidade da estrela aumenta um pouco. As camadas externas se reajustam ao aumento de luminosidade expandindo-se, e como a área superficial aumenta, sua temperatura diminui. Desta forma, a luminosidade aumenta e a estrela torna-se mais vermelha, aproximando-se do ramo das gigantes no diagrama HR.

Edwin Salpeter

Quando o Sol atingir esta fase, daqui há mais de 5 bilhões de anos, a radiação solar atingindo a Terra será tão intensa que a temperatura na superfície da Terra atingirá 700 C, os oceanos ferverão, deixando a Terra seca. Mesmo a atmosfera se esvairá, pois os átomos e moléculas estarão se movendo a velocidades tão altas que escaparão da Terra. No centro do Sol, a temperatura atingirá 100 milhões de graus Kelvin, e a reação triplo-α, descoberta pela americano Edwin Ernest Salpeter (1925-2008), iniciará, combinando três núcleos de hélio (partículas α) em um núcleo de carbono [3m(4He)=1,00065 m(12C)]. O Sol será então uma gigante vermelha, transformando hélio em carbono no núcleo, e hidrogênio em hélio em uma fina camada mais externa. A massa do Sol não é suficiente para que a temperatura do núcleo alcance um bilhão de K, necessária para queimar o carbono. Desta forma, a estrutura final do Sol será de um pequeno núcleo de carbono e oxigênio, com uma camada externa de hélio, e outra mais externa de hidrogênio. O Sol descenderá então para a região das anãs brancas. Como a massa do Sol é 340 mil vezes a massa da Terra, quando ele chegar a fase de anã branca, com raio próximo ao raio da Terra, sua densidade será de várias toneladas por centímetro cúbico. Podemos comparar com a densidade dos elementos mais densos na Terra, como a platina, com 21 g/cm3, o �smio e o ir�dio, com 22,6 g/cm3. O princípio da incerteza de Werner Karl Heisenberg (1901-1976),

acoplado ao princ�pio da exclusão de Wolfgang Pauli (1900-1958), que diz que dois f�rmions n�o podem ocupar o mesmo estado qu�ntico simultaneamente, for�ar� os el�trons a altos n�veis de energia e, portanto, altas velocidades, agindo como a força repulsiva que contrabalança a atração da gravidade, impedindo que a anã branca colapse.

Mat�ria normal:

Mat�ria degenerada:

A separa��o entre as part�culas � muito menor que 10-8cm, o tamanho de um �tomo de H. Para um el�tron com Δr=10-11m, v=73 mil km/s, enquanto que vt�rmica (T=100 milh�es K)= 68 mil km/s.

Diagrama HR teórico mostrando as diversas fases da evolução de uma estrela de 5 massas solares, a partir da seqüência principal (SP), no extremo esquerdo inferior, e quanto tempo a estrela leva em cada fase, segundo os cálculos de Icko Iben Jr. (1931-)

A estrela sai da seqüência principal quando 10% de seu hidrogênio total é transformado em hélio. Este é o limite Schenberg-Chandrasekhar, publicado em 1942 pelo brasileiro Mário Schenberg (1916-1990)

Mário Schenberg

e pelo indiano Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995), e corresponde ao ponto da evolução de uma estrela em que o balanço de pressão no núcleo isotérmico não pode ser mais alcançado.

A luminosidade do Sol, isto �, a energia total emitida pelo Sol �

, sendo que 1 Joule = 107 ergs.

Como a perda de energia � maior para estrelas mais massivas,

enquanto que a energia total � proporcional � massa,

a sequ�ncia principal dura

10 bilh�es de anos para estrelas com a massa do Sol,
100 milh�es de anos para estrelas com 10 MSol e
somente 1 milh�o de anos para estrelas com 100 MSol.

Quando a estrela atinge o ramo das gigantes, a zona de convecção superficial atinge a região onde o hidrogênio já foi transformado em hélio, iniciando a primeira dragagem, trazendo material processado (principalmente N14) para a atmosfera da estrela. Quando estas estrelas transformam o hélio nuclear em carbono, elas saem do ramo das gigantes e passam para o ramo horizontal. Quando o hélio nuclear foi todo transformado em carbono, e parte em oxigênio, as estrelas entram no ramo das supergigantes, chamado tamb�m de Ramo Assint�tico das Gigantes (AGB).

Uma segunda dragagem, trazendo mat�ria processada para a fotosfera, ocorre quando a estrela atinge o ramo gigante assintótico (AGB), e ainda uma terceira ocorre se a estrela tem massa superior a 3 MSol. Após passar outras centenas de milhares de anos no ponto superior direito deste diagrama, chamado de ramo gigante assintótico (AGB), a estrela ejetará uma nebulosa planetária, e o núcleo remanescente será uma estrela anã branca.

Diagrama HR teórico mostrando o caminho evolucionário de uma estrela até a fase de anã branca. Não importa se a estrela inicia sua evolução com 1 ou 5 massas solares, a anã branca formada terá menos de 1 MSol. Na seqüência de esfriamento das anãs brancas, estão indicadas as três faixas de temperatura em que encontramos as anãs brancas variáveis (DOV, DBV e DAV). As variações observadas nestas estrelas permitem, pelas técnicas de sismologia, o estudo de seus interiores.

Is�cronas para os modelos te�ricos calculados por Leo Girardi para a evolu��o de estrelas at� a fase de an� branca. Os modelos t�m metalicidade solar e as idades v�o de log(idade/ano)=6,6 (superior) a 10,3 (inferior), em intervalos de 0,3.

Recapitulando, se a estrela se formar com massa entre 0,8 e 8 a 10 MSol, após consumir o hidrogênio no centro, a estrela passará pela fase de gigante e depois de supergigante, ejetará uma nebulosa planetária, e terminará sua vida como uma anã branca, com massa da ordem de 0,6 MSol,, raio de cerca de 10 000 km e densidade de ρ=106g/cm3.

Estrelas entre 8 a 10 e 25 MSol

Quanto maior a massa das estrelas mais r�pido elas evoluem: uma estrela de 10 massas solares sai da seqüência principal em 100 milhões de anos. Depois de transformar o He em C na fase de gigantes, passam para a fase de supergigantes, com temperaturas nucleares de alguns bilhões de Kelvin, permitindo que os processos de acréscimo de partículas α ao C produzam sucessivamente O16, Mg24, Si28, S32, Cl35, Ca40, Sc45, Ti48, ..., Fe56 em poucos anos (C em Mg, Ne, Na em cerca de 1000 anos, O em Ne, Si, S em anos, Si em Fe em dias). Este processo termina em Fe56 porque a energia de ligação do ferro é a mais alta, de modo que quando um Fe56 captura um fóton, ao invés de liberar energia, ele se rompe, concluindo a evolução estelar com a explosão de uma supernova (P=NkT, Nfinal=56Ninicial, Pfinal=56Pinicial).

De acordo com Stephen J. Smartt (2009, Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 47, 63) uma supernova ocorre se a massa inicial for acima de 8±1 MSol. J� Ken'ichi Nomoto, Chiaki Kobayashi, Nozomu Tominaga (2013, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 51, 457) estimaram que entre 11± 1 a 25 MSol, ela ejetará a maior parte de sua massa em uma explosão de supernova, e terminará sua vida como uma estrela de nêutrons, com uma temperatura superficial acima de 1 milhão de graus K, massa de cerca de 1,46 MSol, raio de cerca de 20 km e densidade de ρ=1014g/cm3. A compress�o do n�cleo leva � colis�o dos el�trons e pr�tons, causando o decaimento β inverso, transformando os pr�tons em n�utrons, em alguns segundos. A separa��o entre os n�utrons � da ordem do tamanho do n�utron, um fentometro (10-15m). A press�o � mantida pelo g�s de n�utrons degenerado (mn=1839 me → REN=1/1000 Rab). O elemento qu�mico est�vel de maior massa conhecido na Terra � o bismuto 209Bi83 - o ur�nio 238U92 � o mais pesado que ocorre naturalmente - mas uma estrela de n�utrons tem A=1057.

Uma das primeiras ocorrências de colapsos violentos de estrelas massivas foi registrada em 1054 d.C., pelos chineses, que observaram a explosão da estrela no centro da nebulosa do Caranguejo, sem saber que se tratava de um colapso. Muitos destes colapsos, que chamamos de supernova, foram observados em outras galáxias. A última observada a olho nu foi a SN1987A, descoberta por Ian Shelton no Chile em 23 de fevereiro de 1987, na galáxia anã satélite de nossa galáxia, a Grande Nuvem de Magalhães. Como a estrela est� a 168 mil anos-luz de dist�ncia, a explos�o de fato ocorreu em 166 013 a.C. A estrela Rigel, na constela��o do �rion, tem as mesmas cores da Sanduleak 69, a precursora of SN1987A. Como ela tem V=0 e est� a 400 anos-luz de dist�ncia, quando ela explodir ela dever� alcan�ar V=-11 e ser� t�o brilhante quanto a Lua. A supergigante vermelha Betelguese, tamb�m no �rion, tamb�m est� na fase logo antes de supernova.

A explosão de supernova ocorre porque, após a formação do núcleo de ferro, o núcleo colapsa violentamente em alguns segundos, sob o peso de sua própria atração gravitacional, sem ter outro combustível para liberar energia nuclear. As camadas superiores, contendo aproximadamente 90% da massa colapsam então sobre este núcleo, e após o comprimirem até o limite das leis físicas, são empurradas para fora com velocidades de milhares de quilômetros por segundo. Tanta energia é liberada em um colapso de supernova que ela brilha com a luminosidade de uma galáxia de 200 bilhões de estrelas.

Na transforma��o para estrela de n�utrons, ocorrem dois problemas:

Problema do Momentum Angular de Rotação:
aumenta por 1/(100 0002), onde Ω � a velocidade angular de rota��o.
Problema do Fluxo Magnético:
aumenta por 1/(100 0002), onde B � o campo magn�tico.

A figura mostra o ciclo de pulsos em raios-γ do pulsar Vela, com per�odo de 89 ms.
Se esta estrela possuir campo magnético forte, ela emitirá luz direcionada em um cone em volta dos pólos magnéticos, como um farol, e será um pulsar. A nebulosa foi catalogada em 1731.

Simula��o da aproxima��o a um pulsar, mostrando o feixe de luz orientado com os p�los magn�ticos.

Simula��o da explos�o de uma estrela massiva ao atingir o est�gio de supernova. Anima��o de NASA/CXC/D.Berry & A.Hobart. A segunda imagem mostra as imagens em raio-X obtidas pelo sat�lite Chandra da Nebulosa do Caranguejo (M1). Detectada em 1054 pelos chineses, est� a uma dist�ncia de 6500 anos-luz de n�s.

Imagem da NASA/JPL-Caltech/Digital Sky Survey de Cassiopeia A, um remanescente de supernova que está a 1000 anos-luz de distância. Em azul a imagem de mais alta energia obtida pelo NuSTAR e em vermelho e verde as de mais baixa energia, mas ainda no raio-X, do Chandra.

A primeira imagem é uma composi��o de imagens infravermelho obtido pelo observatório espacial Spitzer (em vermelho), ótico pelo Telescópio Espacial Hubble (em amarelo), e no raio-X, pelo observatório espacial Chandra (em azul e verde). A segunda imagem, do Observatório Chandra de raio-X imageia os elementos Si, Ca e Fe na nebulosa em torno da supernova Cassiopeia A, que deveria ter sido vista há 300 anos mas está a 10 mil anos-luz de distância. Não existe registro histórico desta supernova, de modo que ela deve ter sido ocultada por poeira. A estrela compacta no interior da nebulosa pode ser uma estrela de quarks ou uma estrela de n�utrons com um manto de carbono [Wynn Ho e Craig Heinke (2009, Nature, 5 Nov)].

Florian Hanke, B. M�ller, A. Wongwathanarat, A. Marek & Hans-Thomas Janka pulicaram em 2013 o artigo SASI Activity in Three-Dimensional Neutrino-Hydrodynamics Simulations of Supernova Cores, no Astrophysical Journal 770, 66, mostrando o c�lculo tridimensional do colapso do n�cleo..

Em fevereiro de 1987, vários detectores aqui na Terra registraram os neutrinos associados � explosão da supernova SN1987A, que está a 168 mil anos-luz de distância. Os nêutrons, tendo o mesmo spin dos elétrons, obedecem também ao princípio da exclusão de Pauli, mas sendo 2000 vezes mais massivos, podem ser comprimidos a distâncias 2000 vezes menores do que os elétrons em uma anã branca. Os nêutrons formam então um gás de nêutrons degenerados, que podem parar o colapso da supernova, se a massa inicial da estrela na seqüência principal for menor do que cerca de 25 massas solares. O diâmetro deste núcleo é de cerca de 20 km, e forma uma estrela de nêutrons, como a encontrada no centro da nebulosa do Caranguejo.

Depois deste espetáculo, a supernova começa a esmaecer, deixando como resíduo, se n�o houver disrup��o total, um núcleo extremamente compacto, uma estrela de nêutrons.

Combina��o de tr�s imagens da estrela de n�utrons RXJ185635-3754 observada pelo Telesc�pio Espacial Hubble em tr�s data diferentes, mostrando que esta estrela de magnitude 26 localizada a 200 anos-luz na constela��o de Corona Australis, se movimenta em rela��o �s estrelas de fundo. O campo da imagem � de 8,8 segundos de arco de extens�o. A explos�o de supernova que gerou esta estrela de n�utrons ocorreu h� um bilh�o de anos, provavelmente de uma estrela companheira de Zeta Ophiucus.

Para estas estrelas acima de 10 massas solares na sequ�ncia principal, mesmo a pressão de degenerescência dos elétrons é muito pequena para parar o colapso no estágio de uma anã branca. Os elétrons livres são forçados para dentro do núcleons pelas imensas forças gravitacionais produzidas pelo colapso das camadas externas. O decaimento β inverso então transforma os pares de elétrons e prótons em nêutrons, libera uma imensa quantidade de neutrinos, que pode ser observada aqui na Terra.

As estrelas de n�utrons foram preditas teoricamente por Walter Baade (1893-1960) e Fritz Zwicky (1898-1974) em 1934, no Physical Review, 45, 138. Em 1938, Julius Robert Oppenheimer (1904-1967), que em 1941 lideraria o Projeto Manhattan para a constru��o da bomba at�mica, e George Michael Volkoff (1914-2000) demonstravam que, teoricamente, as estrelas de n�utrons tamb�m tinham uma massa m�xima, pr�xima de 1,4 MSol. Estrelas acima dessa massa se condensariam a uma singularidade, um buraco negro.

A primeira estrela de nêutrons foi detectada em 1967, quando a doutoranda da Universidade de Cambridge Susan Jocelyn Bell Burnell (1943-), trabalhando em um experimento proposto por Antony Hewish (1924-), no Mullard Radio Astronomy Observatory em Cambridge, Inglaterra, descobriu que certos sinais pulsados de rádio chegavam com enorme precisão a cada 1,33728 segundos, vindos da constelação de Vulpecula [CP 1919=PSR 1919+21, dura��o do pulso de 0,04 s; Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source, Antony Hewish (1924-), Susan Jocelyn Bell (1943-), John D. H. Pilkington, Paul F. Scott, & R. A. Collins, Nature, 217, 709 (1968)]. A maioria dos astrônomos da época acreditava que estes pulsos eram devido a pulsações radiais de estrelas, mas Thomas Gold (1920-2004) calculou que pulsações deste tipo decairiam muito rapidamente, e sugeriu que os pulsares eram estrelas de nêutrons em rotação, com forte campo magn�tico (Nature, 218, 731, 1968). Hewish recebeu o prêmio Nobel em 1974 pela descoberta dos pulsares. Mas a maioria das estrelas de nêutrons não são pulsares, pois sua emissão de r�dio j� terminou h� muito tempo, j� que sua vida média é de só 10 milh�es de anos, a n�o ser que esteja em uma bin�ria. At� 2013, 2213 pulsares foram catalogados, com per�odos entre 1,4 ms e 8,5 segundos, muitos detectados no R�dio Telesc�pio de Arecibo. No cat�logo de pulsares com milisegundos constam 414 pulsares com per�odos de rota��o menores que 30 ms e campos magn�ticos superficiais menores que 1011 Gauss, em 23 de maio de 2017. 30 objetos com campos magn�ticos maiores s�o chamados de magnetares, e est�o catalogados pelo McGill Pulsar Group. Richard N. Manchester, 2006, Advances in Space Research, Volume 38, p. 2709 lista 126 membros de sistemas bin�rios e 99 associados com c�mulos globulares. A massa m�dia das estrelas de n�utrons em 61 sistemas bin�rios � 1,46 ± 0,30 MSol, de acordo com C. M. Zhang, J. Wang, Y.H. Zhao, H. X. Yin, L.M. Song, D�bora Peres Menezes (UFSC), Dayal T. Wickramasinghe, Lilia Ferrario, & P. Chardonnet, 2011, Astronomy & Astrophysics, 527, 83.

Modelo de um pulsar mostrando o eixo magn�tico inclinado com rela��o ao eixo de rota��o. Curva de luz em alta energia do pulsar Geminga, obtido com o Energetic Gamma Ray Experiment Telescope a bordo do Compton Gamma Ray Observatory (30 MeV a 30 GeV). Curva de luz do pulsar do Caranguejo no �ptico, obtido com o telesc�pio de 6m russo.

Considerando-se os pulsares como estrelas de n�utrons girando rapidamente e com alto campo magn�tico, a emiss�o em r�dio � produzida por um par de plasma sobre as calotas polares da estrela de n�utrons, oriundos do cascata de part�culas depois da acelera��o de el�trons e p�sitrons no intenso campo el�trico e magn�tico (Duncam Ross Lorimer & Michael Kramer 2005, Handbook of Pulsar Astronomy, Cambridge University Press). Evan F. Keane & Michael Kramer, 2008, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society estimam um total de 2± 3 supernovas por colapso de n�cleo/s�culo, que implica em (155 mil ± 6 mil) estrelas de n�utrons na Gal�xia.

Simulação da deflagração do núcleo de uma supernova. O centro está representado pelo canto inferior esquerdo. O evento dura somente 1/10 de segundo e durante o qual quase toda a energia gravitacional é convertida em neutrinos, que se difundem para fora do núcleo em aproximadamente 10 segundos. Nos modelos teóricos, a deflagração ocorre se a queima do carbono se dá quando os elétrons do núcleo estão degenerados, já que um núcleo degenerado não se expande quando a temperatura aumenta. Para estrelas com massas até 7 massas solares, os modelos indicam que o início da queima do carbono se dá com os elétrons degenerados.

Estrelas acima de 25 MSol

As estrelas Wolf-Rayet, oriundas da evolução de estrelas de alta massa (acima de 25MSol), Tef~30 000 a 60 000K, são variáveis e têm um envoltório de poeira e gás ejetado da estrela pela forte pressão de radiação (dM/dt ~2 a 10 ×10-5 MSol/ano ≃ 10 massas da Terra por ano). As estrelas Wolf-Rayet foram descobertas em 1867 pelos franceses Charles J.F. Wolf (1827-1918) e Georges A.P. Rayet (1839-1906) por apresentarem linhas de emiss�o no espectro. Karel A. van der Hucht publicou em 2001 o The Seventh Catalogue of Galactic Wolf-Rayet stars, no New Astronomy Reviews, 45, 135, contendo 227 estrelas. Cerca de 350 WR j� foram detectadas em outras gal�xias.
As estrelas O2V apresentam no espectro linhas de N IV, com potencial de ioniza��o de 77 eV e, portanto, requerem Tef>60 000 K. Estas estrelas vivem menos de 2 milh�es de anos na sequ�ncia principal e, porisso, somente 45 estrelas O2V e O3V s�o conhecidas, 10 na nossa Gal�xia, 1 na Pequena Nuvem de Magalh�es e 34 na Grande Nuvem de Magalh�es, sendo que 22 est�o na nebulosa de 30 Dourados.

Para as estrelas massivas, a fase de gigante e supergigante são contíguas, sem nenhum evento que marque o início da queima de hélio, do carbono, do oxigênio, do neônio, do magnésio, do silício, e assim sucessivamente, até transformar o núcleo em ferro. Quando o núcleo chega a ferro, não há mais como extrair energia através de reações de fusão nuclear, e a estrela colapsa, ejetando a maior parte de sua massa como supernova. Mas este tipo de supernova, chamado de Supernova tipo II, ejeta menos de 0,1 MSol em Fe, já que o Fe nuclear se fotodesintegra. Se n�o houver disrup��o total, o que resta será uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.

Simula��o dos efeitos de lente gravitacional, que faz com que o disco de mat�ria em volta do buraco negro em rota��o apare�a acima e abaixo dele, e do deslocamento Doppler e gravitacional, que tornam o lado direito mais escuro e mais amarelo, publicado por Oliver James, Eug�nie von Tunzelmann, Paul Franklin & Kip S. Thorne no artigo Gravitational lensing by spinning black holes in astrophysics, and in the movie Interstellar, em 2015 no Classical and Quantum Gravity, 32, 065001.

Imagem em raio X, em falsa cor, do remanescente da supernova observada em 1572 por Tycho Brahe. Esta imagem foi obtida pelo sat�lite Chandra. Em azul est�o representados os raios-x de mais alta energia. O remanescente est� a cerca de 7500 anos-luz, na constelação de Cassiopéia, e tem uma extens�o de cerca de 20 anos-luz.

Em 14/05/2008, a NASA anunciou a descoberta da �ltima supernova a explodir em nossa Gal�xia, G1.9+0.3, detectada pelo sat�lite de raio-X Chandra (de 2007, em laranja) e por imagens do r�dio telesc�pio VLA (de 1985, em azul), que deveria ter sido vista em 1868 mas estava escondida por uma nuvem de p� pr�xima do centro da Via L�ctea. A estrela est� a 25 mil anos luz, na dire��o da constela��o do Sagit�rio (Stephen P. Reynolds, Kazimierz Borkowski, Dave A. Green, Una Hwang, Ilana Harrus & Robert Petre, 2008, Astrophysical Journal Letters). A anterior � Cassiop�ia A, de 1680, mas pelo estudo de outras gal�xias sabemos que o intervalo de ocorr�ncia � da ordem de 50 anos.

Simulação de um buraco negro.

Se a estrela iniciar sua vida com massa entre 25 e 100 MSol, após a fase de supernova restará um buraco negro, com massa da ordem de 6 MSol, e raio do horizonte de 18 km. O raio do horizonte, ou raio de Schwarzschild [Karl Schwarzschild (1873-1916)], é a distância ao buraco negro dentro da qual nem a luz escapa:

. Para algumas estrelas massivas, os modelos de deflagração da explosão de supernova prevêem dispersão total da matéria. Um candidato a buraco negro estelar � a estrela Cygnus X1, descoberta pelo sat�lite de raios-X Uhuru (liberdade em Swahili, a l�ngua do Qu�nia, onde o sat�lite foi lan�ado em 12.12.1970). Tom Bolton descobriu que o sistema consiste da

estrela supergigante azul O9.7Iab HD226868, (RA=19h58m21,676s DEC=+35°12′05,78′′, V=8,9) com 19±2 massas solares,
orbitando uma massa de cerca de 15±1 massas solares (Jerome A. Orosz et al., 2011), invis�vel no �tico,
com per�odo de 5,6 dias e a=0,128 UA:

→

Esta companheira compacta � muito mais massiva que o maior limite te�rico, de 4,3 massas solares, de uma estrela de n�utrons. Cygnus X-1 é a mais brilhante fonte de raios X duros (E>20 keV) persistente, e está a (1860±120) pc (6100 anos-luz) (Mark J. Reid et al. 2011).
Outros buracos negros estelares foram detectados em sistemas binários que emitem raio-X, do gás da estrela companheira acelerado pelo buraco negro. Algumas massas de estrelas de n�utrons e de buracos negros medidas:

Sistema	Porbital	f(M)	Doador	Classifica��o	Massa
	[dias]		Tipo Espectral		[MSol]
GRS 1915+105	33.5	9.5±3.0	K/MIII	LMXB/Transiente	14±4
V404 Cyg	6.471	6.09±0.04	K0IV		12±2
Cyg X-1	5.600	0.244±0.005	09.7Iab	HMXB/Persistente	15±1
LMC X-1	4.229	0.14±0.05	07III		>4
XTE J1819-254	2.816	3.13±0.13	B9III	IMXB/Transiente	7.1±0.3
GRO J1655-40	2.620	2.73±0.09	F3/5IV		6.3±0.3
BW Cir	2.545	5.74±0.29	G5IV	LMXB/Transiente	>7.8
GX-339-4	1.754	5.8±0.5	KIV		>7
LMCX-3	1.704	2.3±0.3	B3V	HMXB/Persistente	7.6±1.3
XTE J1550-564	1.542	6.86±0.71	G8/K8IV	LMXB/Transiente	9.6±1.2
4U 1543-475	1.125	0.25±0.01	A2V	IMXB/Transiente	9.4±1.0
H 1705-250	0.520	4.86±0.13	K3/7V	LMXB/Transiente	6±2
GS 1124-684	0.433	3.01±0.15	K3/5V		7.0±0.6
XTE J1859+226	0.382	7.4±1.1	K5V		7.7±1.3
GS 2000+250	0.345	5.01±0.12	K3/7V		7.5±0.3
A 0620-003	0.325	2.72±0.06	K4V		11±2
XTE J1650-500	0.321	2.73±0.56	K4V		5.1
GRS 1009-45	0.283	3.17±0.12	K7/M0V		5.2±0.6
GRO J0422+32	0.212	1.19±0.02	M2V		4±1
XTE J1118+480	0.171	6.3±0.2	K5/M0V		6.8±0.4

Buracos Negros Estelares de acordo com Jorge Casares, 2007, Proceedings IAU Symposium No 238, p.3. Mais recente: Grzegorz Wiktorowicz, Malgorzata Soboloweska, Aleksander Sadowski & Krzysztof Belczynski, 2015, Astrophysical Journal, 810, 20.

Para o microquasar SS 433, com per�odo orbital de 13,08 dias, M. G. Bowler, (2018, Astronomy&Astrophysics, 619, L4) encontra para o objeto compacto M=15±2 MSol e fun��o de massa 0,7.

Imagem da NASA/JPL-Caltech/Digital Sky Survey da galáxia IC 342 obtida com o satélite de alta energia NuStar (em rosa), mostrando o raio-X de buracos negros acretando massa.

Em 14 de setembro de 2015, o O Observat�rio Interferom�trico de Ondas Gravitacionais (LIGO) com detectores g�meos, cada um com duas c�maras de v�cuo perpendiculares com 4 km de comprimento cada, um sistema na Lousiana e outro no estado de Washington, detectou pela primeira vez na Terra as ondas gravitacionais - ondula��es no espa�o-tempo - previstas por Einstein em 1916, causadas pela coalesc�ncia de dois buracos negros estelares, um com (35±4) e outro com (30±4) MSol, no n�cleo de uma gal�xia distante.

LIGO detectou a segunda coalesc�ncia de buracos negros estelares atrav�s de ondas gravitacionais em 26 de dezembro de 2015, poucos meses depois da primeira detec��o. Desta vez s�o buracos negros de 8 e 14 massas solares, resultando em um buraco negro de 21 massas solares, e convertendo uma massa solar em energia. O sinal detectado durou 1 segundo, e a fonte est� a uma dist�ncia de cerca de 1,3 bilh�es de anos-luz. O artigo foi publicado no Benjamin P. Abbott e a Colabora��o LIGO. Physical Review Letters 116, 241103 (2016). Em 4 de janeiro de 2017, detectaram o terceiro, formando um buraco negro com 50 massas solares. O Virgo, um interferometro com 3 km de extens�o, perto de Pisa, na It�lia, e o KAGRA no Jap�o, tamb�m com 3 km, completam a colabora��o. No artigo de 2022, eles detalham a detec��o de 76 sistemas, e mostram que a distribui��o de massas de estrelas de n�utrons vai de 1,2 a 2.0 M⊙.

A colabora��o LIGO e Virgo de detec��o de ondas gravitacionais detectaram a coalesc�ncia de um buraco negro de 23 massas solares com um objeto compacto de 2.6 massas solares - a estrela de n�utrons de mais alta massa ou o buraco negro de mais baixa massa, em 14 de agosto de 2019, sem nenhuma contrapartida �tica detectada - GW190814.
O movimento do gás e das estrelas no núcleo de nossa Gal�xia, a Via L�ctea, indica que ali existe um buraco negro com massa de 4,0 milhões de massas solares.

� esquerda, imagem do centro da Gal�xia obtida no infravermelho com um telesc�pio de 8,2 m do European Southern Observatory por Rainer Sch�del et al. (2002, Nature, 419, 694). As setas indicam o centro da Via L�ctea, onde uma estrela, chamada S0-2, com 15 vezes a massa do Sol e per�odo orbital de 15,2 anos, passa em 2018 a 17 horas-luz (120 U.A., 3 vezes o raio da �rbita de Plut�o) do buraco negro central, que tem cerca de 4 milhões de massas solares. A velocidade da estrela chega a cerca de 30 milh�es km/h (2,5% c). � direita, simula��o da s�rie de observa��es de estrelas dentro de 1 parsec do centro gal�tico, do Max-Planck-Institut f�r extraterrestrische Physik, combinando as medidas de Reinhard Genzel (1952-) e Andreas Eckart, do Max Planck, com dados do 3.6m NTT e 8.2m do VLT (Stefan Gillessen et al. 2009, Astrophysical Journal, 692, 1075) no ESO, e Andrea Mia Ghez (1965-) da Universidade da California Los Angeles, com dados do 10m Keck. A �rbita fechada na figura � da estrela SO-2, orbitando Sagittarius A*.

Os buracos negros massivos formados por estas estrelas primordiais, colidem e crescem, formando os buracos negros supermassivos detectados nos n�cleos de gal�xias.

Em 12 de maio de 2022 os astronomos do Event Horizon Telescope divulgaram a primeira imagem do buraco negro no centro da nossa Gal�xia, usando a combina��o de dados dos radio telesc�pios: Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), Atacama Pathfinder Experiment (APEX), IRAM 30-meter Telescope, James Clerk Maxwell Telescope (JCMT), Large Millimeter Telescope Alfonso Serrano (LMT), Submillimeter Array (SMA), UArizona Submillimeter Telescope (SMT), South Pole Telescope (SPT), obtidas em 2017. O diâmetro do horizonte de evento (sombra na imagem) �e de 20 microsegundos de arco.

Considerando que o WMAP demonstrou que as primeiras estrelas nasceram quando o Universo tinha 400 milh�es de anos (chamada �poca da reioniza��o) e, portanto, antes da forma��o das primeiras gal�xias, os primeiros buracos negros se formaram antes das gal�xias. Naturalmente depois eles crescem pelos mergers de gal�xias e por acres��o de mat�ria.

Coalesc�ncia de buracos negros (Imagem: MPI for Gravitational Physics/W.Benger-ZIB)

Se a estrela iniciar sua vida com massa acima de 100 MSol, a partir de uma nuvem que já contenha alguns metais, como Eta Carinae, da grande regi�o de forma��o estelar de Carina, ela ejetará a maior parte de sua massa ainda na seqüência principal, por pressão de radiação, e depois evoluirá como uma estrela de até 100 MSol. Eta Carinae teve v�rias eje��es de massa por volta de 1843, quando tornou-se t�o brilhante quanto S�rius, e o hom�nculo em sua volta tem cerca de 12,5 massas solares.

A supernova super-brilhante 2006gy foi causada pelo colapso de uma estrela massiva. Se a supernova fosse devido ao colapso de uma anã-branca, ela deveria ter sido 1000× mais brilhante em raio-X do que detectado pelo Chandra. Na imagem no ótico à esquerda, a fonte mais fraca é o núcleo da galáxia S0/Sa NGC 1260, a 238 milhões de anos-luz de nós. No raio-X, as duas fontes são parecidas. Cada imagem tem 2,5 segundos de arco. A energia emitida, 1×1051 ergs, corresponde a 22 MSol de 56Ni.
Os elementos químicos gerados por reações nucleares no interior das estrelas, tanto por fus�o nuclear levando at� o Fe e elementos mais pesados gerados por acr�scimo de n�utrons, s�o ejetados nas explosões de supernovas, e pelas perdas cont�nuas de massa durante a evolu��o das estrelas, produzindo a evolução química do Universo, e gerando o carbono e outros elementos que mais tarde colapsam formando planetas terrestres e até seres humanos.

Massa Inicial	Objeto Compacto	Massa Final
at� 10 MSol	An� Branca	Menor que 1,4 MSol
10 a 25 MSol	Estrela de N�utrons	1,4 MSol
acima de 25 MSol	Buraco Negro	5 a 13 MSol

Pelo menos 50% de todas as estrelas nascem em sistemas bin�rios ou m�ltiplos. Cerca de 75% destes sistemas est�o afastados o suficiente para que suas estrelas evoluam como estrelas isoladas, mas nos 25% restantes, quando a estrela de maior massa atinge o ramo das gigantes ou supergigantes, ocorre transfer�ncia de massa entre elas e a gera��o de um envelope comum (Bart Willems & Ulrich Kolb 2004, Astronomy and Astrophysics, v.419, p.1057).

Modelos de evolu��o de estrelas isoladas em linha cont�nua, e de bin�rias interagentes calculados por Alina Istrate em linhas pontilhadas.

Se uma an� branca com massa superior a 0,8 MSol fizer parte de um sistema bin�rio pr�ximo, � poss�vel que, quando a estrela companheira se expandir na fase de gigante ou supergigante, transfira parte de sua massa para a an� branca a tal ponto que a massa da an� branca ultrapasse a massa de Chandrasekhar. Neste caso a an� branca explodir� como supernova tipo Ia, e cerca de 0,6 MSol ser� ejetado ao meio interestelar na forma de Fe, produzido durante a explos�o. Esta � a maior fonte de Fe conhecida. Na foto, a SN1604 observada por Johannes Kepler em 17 de outubro de 1604, e que ele publicou no livro De Stella nova in pede Serpentarii. As SNIa podem ser originárias da coalescência de duas anãs brancas.

Massa (MSol)	Evolu��o	Final
at� 0,08	n�o queima (reação termo-nuclear) H	an� marrom
0,08 a 0,45	s� queima H	an� branca de He
0,45 a 8	queima H e He	an� branca de C/O
8 a 11	deflagra��o do C ou colapso por captura de el�trons	disrup��o total ou estrela de n�utrons
11 a 100	queima H,He,C,Ne,O,Si	estrela de n�utrons ou buraco negro
acima de 100	cria��o de pares, SN	disrup��o total ou buraco negro

Abund�ncias no Sol

Popula��es Estelares

Walter Baade [Wilhelm Heinrich Baade (1893-1960)], estudando a galáxia Andrômeda, notou que podia distinguir claramente as estrelas azuis nos braços espirais da galáxia, e propôs o termo População I para estas estrelas dos braços, e População II para as estrelas vermelhas visíveis no núcleo da galáxia. Atualmente, utilizamos essa nomenclatura mesmo para estrelas da nossa Galáxia e sabemos que as estrelas de População I são estrelas jovens, como o Sol, com menos de 5 bilhões de anos, ricas em metais, isto é, com conteúdo metálico (qualquer elemento acima do He) de cerca de 2%, enquanto que a População II corresponde a estrelas velhas, com cerca de 10 bilhões de anos, e pobres em metais, isto é, com menos de 1% em metais.

Sumário das propriedades das populações estelares

Propriedade	População I	População II
Localização	disco e braços espirais	bojo e halo
Movimento	confinado ao plano	se afastando do plano
	órbitas quase circulares	órbitas excêntricas
Idade	< 7 ×109 anos	>7 ×109 anos
Abundância de elementos pesados	1 - 2 %	0,1 - 0,01%
Cor	azul	vermelha
Exemplos	estrelas O,B	estrelas RR Lyrae
	aglomerados abertos	aglomerados globulares
	regiões HII	nebulosas planetárias

Paolo Cea, no Astrophysical Journal (2008) 674, 1056 prop�e que tanto estrelas de n�utrons quanto buracos negros podem na verdade ser condensados cromomagn�ticos de quarks up e down em equil�brio β com el�trons, que tamb�m poderiam explicar a mat�ria escura.

Estrelas de popula��o III são, por definição, as primeiras estrelas formadas na galáxia. Nos modelos homogêneos de Universo, a nucleosíntese do Big Bang só formou 10-13 a 10-16 de carbono, lítio e berílio, além do hidrogênio, deutério e hélio. Existem modelos assimétricos de Big Bang, com flutuações de densidade, que formam quantidades pequenas até de ferro, mas estes modelos prevêm que nestas regiões de maior densidade a quantidade de hélio, por massa, deveria ser de 36%, enquanto só medimos quantidades próximas de 25%, como previsto nos modelos homogêneos. Portanto as estrelas de população III deveriam ter [Fe/H]<-10, onde a nomenclatura [X] = logX - logXSol. As estrelas de menor metalicidade conhecidas na nossa Galáxia são

a estrela SMSS J031300.362670839.3, com Tef=5125 K, descoberta por Stefan C. Keller e colaboradores (2014, Nature, doi:10.1038/nature12990), com [Fe/H]=log(NFe/NH-(log(NFe/NH)Sol<-7,1, mas com Mg (-4,3), C (-2,4) e Ca (-7,2) detectáveis.
a estrela de sequ�ncia principal HE1327-2326 com [Fe/H]=log(NFe/NH-(log(NFe/NH)Sol=-5,4±0,2 (Anna Frebel, Wako Aoki, Norbert Christlieb, Hiroyasu Ando, Martin Asplund, Paul S. Barklem, Timothy C. Beers, Kjell Eriksson, Cora Fechner, Masayuki Y. Fujimoto, Satoshi Honda, Toshitaka Kajino, Takeo Minezaki, Ken'ichi Nomoto, John E. Norris, Sean G. Ryan, Masahide Takada-Hidai, Stelios Tsangarides & Yuzuru Yoshii. 2005, Nucleosynthetic signatures of the first stars, Nature, 434, 871),
a gigante do halo HE 0107-5240, com [Fe/H] = -5,3±0,2 e massa 0,8 MSol,
SDSS J102915+172927 com [Fe/H]= -4.99, sem enriquecimento de carbono (Cau et al. 2011, Nature 477, 67).
as gigante CD-38:245, com [Fe/H]=-4,0 e e 2MASS J18082002-5104378 (V = 11.9), com [Fe/H] = -4.1 dex ( Jorge Mel�ndez, Vinicius M. Placco, Marcelo Tucci-Maia, Iv�n Ram�rez, Ting S. Li, e Gabriel Perez, 2016, Astronomy & Astrophysics, 585, L5);
algumas estrelas de sequ�ncia principal, como a G64-12, com [Fe/H] = -3,5 dex (Norbert Christlieb, Michael S. Bessell, Timothy C. Beers, Bengt Gustafsson, Andreas J. Korn, Paul S. Barklem, Torgny Karlsson, Michelle Mizuno-Wiedner & Silvia Rossi, 2002, Nature, 419, 904).

Desde 2001 est�o dispon�veis modelos te�ricos de estrelas de Popula��o III, que indicam que, por n�o terem metais, n�o formam gr�os e portanto n�o t�m perda de massa na sequ�ncia principal de idade zero, e se formam com massa de at� 1000 massas solares!

Cadeia de rea��es primordiais.

Estas estrelas supermassivas evoluem rapidamente e, se n�o se tornam buracos negros mantendo toda a massa, poluem rapidamente o meio interestelar. O aglomerado R136 na região de 30 Dorados tem uma densidade central ρ>1,4×104 massas solares/parsec3.

Sung-Chu Yoon, A. Dierks e Norbert Langer, no seu artigo de 2012 no Astronomy & Astrophysics, 542, 113, calculam o efeito de rota��o e campos magn�ticos nos modelos de popula��o III com at� 1000 massas solares.

Bram P. Venemans e colaboradores publicaram no em 2012 no Astrophysical Journal 751, L25, a detecção de carbono atômico [CII] em um objeto com z=7,1, isto é, quando o Universo tinha 780 milhões de anos. Tohru Nagao e colaboradores, usando o ALMA (Atacama Large Millimeter Array) detectaram nitrogênio, além de carbono, em uma galáxia a uma distância de 13 bilhôes de anos-luz. Mas Masami Ouchi e colaboradores publicaram em 2013, no Astrophysical Journal, 778, 102 que não detectaram carbono em uma galáxia com z=6,6 (idade 860 milhões de anos), embora ela esteja formando 100 massas solares/ano em estrelas.
Andr� Maeder, no seu artigo de 1992 no Astronomy & Astrophysics, 264, 105, calcula a massa final vs massa inicial das estrelas, assumindo uma taxa de perda de massa dependente da metalicidade, j� que a press�o de radia��o � muito mais efetiva em ejetar as part�culas grandes (met�licas) em comparac�o com H e He. Ele tamb�m calcula a contribui��o (yield) destas estrelas ao meio interestelar, incluindo o vento estelar durante sua vida e sua eje��o final, mas levando em conta que parte da massa fica no objeto remanescente.

A simula��o, produzida pelo NASA/Goddard Space Flight Center/CI Lab, ilustra a destrui��o pela for�a de mar� de uma estrela que se aproxima muito do horizonte de eventos de um buraco negro. A mat�ria forma um disco de acres��o em torno do horizonte de eventos, por conserva��o do momento angular. No disco ocorre colis�o do material e parte da mat�ria cai no buraco negro, enquanto outra parte � perdida do sistema, principalmente pelos jatos causados pelo campo magn�tico. A observa��o da Explos�o de Raios-γ Swift J1644+57 em mar�o de 2011 e que pode ser observada por outros detectores de raios-γ, raios-X e r�dio telesc�pios por v�rios meses, mostra um fen�meno como este, ocorrido h� 3,9 bilh�es de anos em uma gal�xia muito distante.

GRBs (Gamma Ray Burts), explos�es de raios gamas, são os fenômenos mais energéticos do Universo (0,1 a 10 MeV), correspondendo a 1046 a 1051 ergs, assumindo um feixe colimado com abertura menor que 10°, e são classificados como Longos (~30 s) e Curtos (~0,3 s), acontecem em todas as direções mas a grandes distâncias, z~0,1 a 8,3, e ocorrem a uma taxa de cerca de 10-5/ano/galáxia, ou cerca de 10-3 da taxa de supernovas. Pelas observações do brilho prolongado (afterglows), desde 1997, em raio-X, ótico e rádio com escalas de tempo de dias e anos, os Longos estão associados com supernovas de estrelas massivas e subsequente formação de buracos negros estelares e/ou estrelas de nêutrons. Alguns curtos são formados pelo colapso de uma estrela de n�utrons em buraco negro, por acresção de massa.

Próxima: Novas e Supernovas
Próxima: Estrelas variáveis
Volta: Estrelas ou Astrobiologia Anterior: Massas Nucleares

Meio Interestelar

Astronomia e Astrofísica

Como é o ciclo de vida de uma estrela como o Sol?

Para estrelas pequenas ou médias (como o Sol), esse processo dura cerca de 10 bilhões de anos. Para estrelas gigantes (com pelo menos oito vezes o tamanho do Sol), que evoluem mais rápido, essa fase dura milhões de anos. Quando o hidrogênio acaba, o combustível passa a ser o hélio.

Como é o ciclo de vida de uma estrela?

A vida de cada estrela pode ser dividida em três fases: juventude, idade madura e velhice. A forma como cada uma dispende essa parte de sua vida depende fundamentalmente de sua massa. A morte de uma estrela pode ocorrer de diferentes formas, geralmente associadas com o seu tipo de vida.

Que fim terá as estrelas de massa semelhante à do Sol?

O futuro do Sol promete: um dia, nossa estrela sofrerá transformações profundas que modificarão seu tamanho e cor; virará uma gigante vermelha, uma nebulosa planetária e, por fim, uma anã branca.

Por que o sol é diferente das outras estrelas?

3 O sol O Sol é uma estrela, como todas as outras que vemos no céu à noite. A diferença é a distância. As outras estão a anos-luz de distância, ao passo que o Sol está apenas a 8 minutos-luz de distância (milhares de vezes mais próximo).