Evolução estelar

eventualmente o núcleo da estrela esgota o seu fornecimento de hidrogénio e a estrela começa a evoluir para fora da sequência principal., Sem a pressão de radiação externa gerada pela fusão do hidrogênio para neutralizar a força da gravidade, o núcleo se contrai até que a pressão de degeneração eletrônica se torne suficiente para se opor à gravidade ou o núcleo se torne quente o suficiente (cerca de 100 MK) para que a fusão do hélio comece. O que acontece primeiro depende da massa da estrela.

estrela de baixa massa edit

o que acontece depois de uma estrela de baixa massa deixar de produzir energia através da fusão não foi diretamente observado; o universo é em torno de 13.,8 bilhões de anos de idade, o que é menos tempo (por várias ordens de magnitude, em alguns casos) do que o necessário para que a fusão cesse em tais Estrelas.modelos recentes de Astrofísica sugerem que anãs vermelhas de 0,1 m☉ podem permanecer na sequência principal por cerca de seis a doze trilhões de anos, aumentando gradualmente tanto a temperatura quanto a luminosidade, e levar centenas de bilhões de anos mais para entrar em colapso, lentamente, em uma anã branca. Tais estrelas não se tornarão gigantes vermelhas como toda a estrela é uma zona de convecção e não desenvolverá um núcleo degenerado de hélio com uma concha queimando hidrogênio., Em vez disso, a fusão do hidrogênio irá prosseguir até que quase toda a estrela seja hélio.estrelas um pouco mais massivas se expandem para gigantes vermelhas, mas seus núcleos de hélio não são massivos o suficiente para atingir as temperaturas necessárias para a fusão do hélio, de modo que nunca atingem a ponta do ramo gigante vermelho. Quando a queima da camada de hidrogênio termina, essas estrelas se movem diretamente do ramo gigante vermelho como uma estrela de ramo gigante pós-assintótico (AGB), mas com menor luminosidade, para se tornar uma anã branca. Uma estrela com uma massa inicial de cerca de 0.,6 m☉ será capaz de alcançar temperaturas altas o suficiente para fundir hélio, e essas Estrelas “de tamanho médio” vão para mais estágios de evolução além do ramo gigante vermelho.

de Médio porte starsEdit

Estrelas de cerca de 0.6–10 M☉ se tornarem gigantes vermelhas, que são grandes, não-sequência estelares, estrelas de classificação K ou m gigantes Vermelhas mentira ao longo da margem direita do Hertzsprung–Russell diagrama devido à sua cor vermelha e grande luminosidade., Exemplos incluem Aldebaran na constelação de Taurus e Arcturus na constelação de Boötes.Estrelas de tamanho médio são gigantes vermelhas durante duas fases diferentes de sua evolução pós-sequência principal: Estrelas de ramo gigante vermelho, com núcleos inertes feitos de conchas queimadas de hélio e hidrogênio, e Estrelas de ramo gigante assintótico, com núcleos inertes feitos de conchas queimadas de carbono e hélio dentro das Conchas queimadas de hidrogênio. Entre estas duas fases, as estrelas passam um período no ramo horizontal com um núcleo de fusão de hélio., Muitas destas estrelas fundidas com hélio se agrupam na extremidade fria do ramo horizontal como gigantes tipo K e são referidas como gigantes vermelhas.quando uma estrela esgota o hidrogénio no seu núcleo, deixa a sequência principal e começa a fundir o hidrogénio numa concha fora do núcleo. O núcleo aumenta em massa à medida que a concha produz mais hélio., Dependendo da massa do núcleo de hélio, isto continua por vários milhões a um ou dois bilhões de anos, com a estrela se expandindo e esfriando em uma luminosidade similar ou ligeiramente inferior ao seu estado de sequência principal. Eventualmente, o núcleo torna-se degenerado, em estrelas em torno da massa do sol, ou as camadas externas arrefecem o suficiente para se tornarem opacas, em estrelas mais massivas. Qualquer destas mudanças faz com que a camada de hidrogênio aumente em temperatura e a luminosidade da estrela aumente, ponto em que a estrela se expande para o ramo da gigante vermelha.,as camadas exteriores em expansão da estrela são convectivas, com o material sendo misturado por turbulência de perto das regiões de fusão até a superfície da estrela. Para todas, exceto as estrelas de menor massa, o material fundido permaneceu profundo no interior estelar antes deste ponto, de modo que o envelope de convecção torna os produtos de fusão visíveis na superfície da estrela pela primeira vez., Nesta fase de evolução, os resultados são sutis, com os maiores efeitos, alterações aos isótopos de hidrogênio e hélio, sendo inobserváveis. Os efeitos do ciclo CNO aparecem na superfície durante a primeira dragagem, com menores razões 12C/13C e proporções alteradas de carbono e nitrogênio. Estes são detectáveis com espectroscopia e foram medidos para muitas estrelas evoluídas.o núcleo de hélio continua a crescer no ramo da gigante vermelha., Já não está em equilíbrio térmico, degenerado ou acima do limite de Schoenberg-Chandrasekhar, por isso aumenta a temperatura o que faz com que a taxa de fusão na concha de hidrogênio aumente. A estrela aumenta a luminosidade em direção à ponta do ramo gigante vermelho. Estrelas do ramo gigante vermelho com um núcleo de hélio degenerado todos atingem a ponta com massas de núcleo muito semelhantes e luminosidades muito semelhantes, embora a maior massa das gigantes vermelhas se torne quente o suficiente para inflamar a fusão do hélio antes desse ponto.,

Horizontal branchEdit

Em núcleos de hélio de estrelas no 0.6 2.0 massa solar gama, que são amplamente apoiadas pelo elétron degeneração de pressão, a fusão do hélio irá inflamar-se em uma escala de tempo de dias em um flash de hélio. Nos núcleos não -egenerados de estrelas mais massivas, a ignição da fusão do hélio ocorre relativamente lentamente sem flash., A energia nuclear liberada durante o hélio flash é muito grande, na ordem de 108 vezes a luminosidade do Sol por alguns dias e 1011 vezes a luminosidade do Sol (aproximadamente a luminosidade da Galáxia via Láctea) por alguns segundos. No entanto, a energia é consumida pela expansão térmica do núcleo inicialmente degenerado e, portanto, não pode ser vista de fora da estrela. Devido à expansão do núcleo, a fusão de hidrogênio nas camadas superiores abranda e a geração total de energia diminui., A estrela contrai–se, embora não todo o caminho para a sequência principal, e migra para o ramo horizontal no diagrama Hertzsprung-Russell, gradualmente encolhendo em raio e aumentando sua temperatura superficial.

estrelas flash de hélio do núcleo evoluem para a extremidade vermelha do ramo horizontal, mas não migram para temperaturas mais altas antes de ganharem um núcleo degenerado de carbono-oxigênio e iniciarem a combustão da concha de hélio. Estas estrelas são frequentemente observadas como um aglomerado vermelho de estrelas no diagrama de magnitude de cor de um aglomerado, mais quente e menos luminoso do que as gigantes vermelhas., Estrelas de maior massa com núcleos de hélio maiores movem-se ao longo do ramo horizontal para temperaturas mais altas, algumas tornando-se Estrelas pulsantes instáveis na faixa de instabilidade amarela (variáveis RR Lyrae), enquanto algumas se tornam ainda mais quentes e podem formar uma cauda azul ou um gancho azul para o ramo horizontal. A morfologia do ramo horizontal depende de parâmetros como metalicidade, idade e teor de hélio, mas os detalhes exatos ainda estão sendo modelados.,após uma estrela ter consumido o hélio no núcleo, a fusão de hidrogênio e hélio continua em conchas em torno de um núcleo quente de carbono e oxigênio. A estrela segue o ramo gigante assintótico no diagrama Hertzsprung-Russell, em paralelo com a evolução original da gigante vermelha, mas com uma geração de energia ainda mais rápida (que dura por um tempo mais curto). Embora o hélio esteja sendo queimado em uma concha, a maior parte da energia é produzida pela queima de hidrogênio em uma concha mais distante do núcleo da estrela., O hélio dessas camadas de hidrogênio cai para o centro da estrela e periodicamente a saída de energia da camada de hélio aumenta drasticamente. Isto é conhecido como um pulso térmico e eles ocorrem no final da fase assintótica-gigante-ramo, às vezes até mesmo na fase pós-assintótica-ramo gigante. Dependendo da massa e composição, pode haver várias A centenas de pulsos térmicos.

Há uma fase na ascensão do ramo gigante assintótico onde uma zona convectiva profunda se forma e pode trazer carbono do núcleo para a superfície., Isto é conhecido como a segunda dragagem para cima, e em algumas estrelas pode até haver uma terceira dragagem para cima. Desta forma, uma estrela de carbono é formada, estrelas muito frias e fortemente avermelhadas mostrando fortes linhas de carbono em seus espectros. Um processo conhecido como queima de fundo quente pode converter carbono em oxigênio e nitrogênio antes que ele possa ser dragado para a superfície, e a interação entre esses processos determina as luminosidades observadas e espectros de Estrelas de carbono em determinados aglomerados.,

outra classe bem conhecida de Estrelas de ramo gigante assintótico são as variáveis Mira, que pulsam com períodos bem definidos de dezenas a centenas de dias e grandes amplitudes até cerca de 10 magnitudes (no visual, a luminosidade total muda em uma quantidade muito menor). Em estrelas mais massivas, as estrelas tornam-se mais luminosas e o período de pulsação é mais longo, levando a uma maior perda de massa, e as estrelas tornam-se fortemente obscurecidas em comprimentos de onda visuais. Estas estrelas podem ser observadas como estrelas OH / IR, pulsando no infravermelho e mostrando a atividade OH maser., Estas estrelas são claramente ricas em oxigénio, em contraste com as estrelas de carbono, mas ambas devem ser produzidas por dragagens.

Pós-AGBEdit

Estas mid-range estrelas em última análise, alcançar a ponta da anī-gigante do ramo e execução de combustível shell da gravação., Eles não são suficientemente massivos para iniciar fusão de carbono em escala completa, então eles se contraiem novamente, passando por um período de super vento gigante pós-assintótico para produzir uma nebulosa planetária com uma estrela central extremamente quente. A estrela central arrefece para uma anã branca. O gás expelido é relativamente rico em elementos pesados criados dentro da estrela e pode ser particularmente enriquecido em oxigênio ou carbono, dependendo do tipo de estrela. O gás se acumula em uma concha em expansão chamada envelope circumstelar e arrefece à medida que se afasta da Estrela, permitindo a formação de partículas de poeira e moléculas., Com a alta energia infravermelha da estrela central, condições ideais são formadas nestes envelopes circum-estelares para excitação de maser.

é possível que pulsos térmicos sejam produzidos uma vez que a evolução do ramo gigante pós-assintótico tenha começado, produzindo uma variedade de estrelas incomuns e mal compreendidas conhecidas como estrelas assintóticas-gigantes nascidas de novo. Estas podem resultar em estrelas de ramo horizontal extremo( estrelas subdwarf B), Estrelas de ramo gigante pós-assintótico deficientes em hidrogênio, estrelas centrais de nebulosa planetária variável e variáveis R Coronae Borealis.,

Maciça starsEdit

Em estrelas massivas, o núcleo já é grande o suficiente no início do hidrogênio queima de shell que hélio ignição vai ocorrer antes de degeneração de elétrons de pressão tem uma chance de tornar-se predominantes. Assim, quando essas estrelas se expandem e arrefecem, elas não brilham tão dramaticamente quanto as estrelas de menor massa; no entanto, elas eram mais luminosas na sequência principal e evoluem para supergigantes altamente luminosas., Os seus núcleos tornam-se maciços o suficiente para não se suportarem pela degeneração electrónica e, eventualmente, colapsam para produzir uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.

Supergiant evolutionEdit

Extremamente estrelas massivas (mais do que cerca de 40 M☉), que são muito luminosa e, portanto, têm muito rápido ventos estelares, perdem massa tão rapidamente devido à radiação de pressão que tendem a retirar os seus próprios envelopes antes que eles possam expandir-se e tornar-se vermelha supergiants, e, assim, reter extremamente altas temperaturas de superfície (e o azul-cor branca) a partir de suas principais de seqüência de tempo em diante., As maiores estrelas da geração atual são cerca de 100-150 m☉ porque as camadas externas seriam expelidas pela radiação extrema. Embora de menor massa estrelas normalmente não queimar suas camadas mais externas de forma rápida, eles também podem evitar tornar-se gigantes vermelhas ou vermelho supergiants se eles estão em sistemas binários perto o suficiente para que a estrela companheira retira o envelope como ele se expande, ou se eles giram rapidamente o suficiente para que a convecção se estende por todo o caminho a partir do núcleo para a superfície, resultando na ausência de um núcleo separado e envelope devido à mistura completa.,

O núcleo de uma estrela massiva, definido como a região desprovida de hidrogênio, cresce mais quente e mais denso, pois ele accretes material a partir da fusão do hidrogênio fora do núcleo. Em estrelas suficientemente massivas, o núcleo atinge temperaturas e densidades altas o suficiente para fundir carbono e elementos mais pesados através do processo Alfa. No final da fusão do hélio, o núcleo de uma Estrela consiste principalmente de carbono e oxigênio., Em estrelas mais pesadas que cerca de 8 m☉, O carbono incendeia e funde-se para formar néon, sódio e magnésio. Estrelas um pouco menos massivas podem inflamar parcialmente carbono, mas são incapazes de fundir completamente o carbono antes da degeneração eletrônica se instalar, e essas estrelas eventualmente deixarão uma anã branca de oxigênio-neon-magnésio.

o limite de massa exato para a queima total de carbono depende de vários fatores, tais como metalicidade e a massa detalhada perdida no ramo gigante assintótico, mas é de aproximadamente 8-9 m☉. Após a queima de carbono estar completa, o núcleo destas estrelas atinge cerca de 2.,5 m☉ e torna-se quente o suficiente para elementos mais pesados para se fundir. Antes que o oxigênio comece a se fundir, neon começa a capturar elétrons que desencadeiam a queima de néon. Para uma gama de Estrelas de aproximadamente 8-12 m☉, este processo é instável e cria fusão fugitiva resultando em uma supernova de captura de elétrons.em estrelas mais massivas, a fusão de néon prossegue sem uma deflagração fugitiva. Isto é seguido, por sua vez, pela queima completa de oxigênio e queima de silício, produzindo um núcleo composto em grande parte de elementos de pico de ferro. Ao redor do núcleo estão conchas de elementos mais leves ainda em fusão., A escala de tempo para a fusão completa de um núcleo de carbono a um núcleo de ferro é tão curta, apenas algumas centenas de anos, que as camadas exteriores da estrela são incapazes de reagir e a aparência da estrela é praticamente inalterada. O núcleo de ferro cresce até atingir uma massa efetiva de Chandrasekhar, maior que a massa formal de Chandrasekhar devido a várias correções para os efeitos relativísticos, entropia, carga e o envelope circundante. A massa efetiva de Chandrasekhar para um núcleo de ferro varia de 1,34 m☉ nas supergigantes vermelhas menos massivas a mais de 1,8 m☉ em estrelas mais massivas., Uma vez que esta massa é alcançada, os elétrons começam a ser capturados nos núcleos de pico de ferro e o núcleo torna-se incapaz de se sustentar. O núcleo colapsa e a estrela é destruída, ou em uma supernova ou colapso direto para um buraco negro.,

SupernovaEdit

Quando o núcleo de uma estrela massiva desmorona, ele irá formar uma estrela de nêutrons, ou, no caso de núcleos que exceder o Tolman-Oppenheimer-Volkoff limite, um buraco negro. Através de um processo que não é completamente compreendido, alguma da energia potencial gravitacional liberada por este colapso do núcleo é convertida em uma supernova tipo Ib, Tipo Ic, ou tipo II., Sabe-se que o núcleo de colapso produz uma onda maciça de neutrinos, como observado com a supernova SN 1987A. O muito enérgico neutrinos fragmento de alguns núcleos, parte da sua energia é consumida na liberação de núcleons, incluindo nêutrons, e parte da sua energia é transformada em calor e energia cinética, aumentando assim a onda de choque começou pela retomada de alguns dos infalling material do colapso do núcleo. A captura de elétrons em partes muito densas da matéria pode produzir nêutrons adicionais., Devido a que parte da matéria retumbante é bombardeada pelos nêutrons, alguns de seus núcleos os capturam, criando um espectro de material mais pesado do que o ferro, incluindo os elementos radioativos até (e provavelmente além) urânio., Apesar de não explodir gigantes vermelhas podem produzir quantidades significativas de elementos mais pesados que o ferro usando nêutrons liberados no lado reações anteriores de reações nucleares, a abundância de elementos mais pesados que o ferro (e, em particular, de certos isótopos de elementos que possuem vários estável ou de longa duração isótopos) produzidos em tais reações é bastante diferente daquele produzido em uma supernova., Nem a abundância por si só corresponde à encontrada no Sistema Solar, pelo que tanto as supernovas como a ejeção de elementos de gigantes vermelhas são necessárias para explicar a abundância observada de elementos pesados e isótopos dos mesmos.

A energia transferida do colapso do núcleo para o material retumbante não só gera elementos pesados, mas fornece a sua aceleração muito além da velocidade de escape, causando assim uma supernova tipo Ib, Tipo Ic, ou tipo II., A compreensão atual desta transferência de energia ainda não é satisfatória; embora os modelos computacionais atuais de tipo Ib, Tipo Ic, e tipo II supernovas são responsáveis por parte da transferência de energia, eles não são capazes de explicar a transferência de energia suficiente para produzir a ejeção observada de material. No entanto, as oscilações de neutrinos podem desempenhar um papel importante no problema da transferência de energia, uma vez que afectam não só a energia disponível num sabor particular dos neutrinos, mas também através de outros efeitos gerais-relativísticos sobre os neutrinos.,

Alguns evidência obtida a partir de análise de massa e os parâmetros orbitais do binário de estrelas de nêutrons (que exigem duas supernovas) sugere que o colapso de um de oxigênio-neon-núcleo de magnésio pode produzir uma supernova que difere visivelmente (em formas outras de tamanho) de uma supernova produzido pelo colapso de um núcleo de ferro.as estrelas mais massivas que existem hoje podem ser completamente destruídas por uma supernova com uma energia muito superior à sua energia de ligação gravitacional. Este evento raro, causado por par-instabilidade, não deixa para trás nenhum buraco negro remanescente., Na história passada do universo, algumas estrelas eram ainda maiores do que a maior que existe hoje, e colapsariam imediatamente em um buraco negro no final de suas vidas, devido à fotodisintegração.