Question

explique o destinos das estrelas ?

Answer 1

Todas as estrelas, depois de passarem bilhões de anos emitindo luz, entram em colapso quando seu combustível se esgota. Nesse momento, o destino da estrela vai depender, basicamente, de quão maciça ela é. Se a estrela for muito maciça, ou seja, tiver muita massa, ela se transforma em uma super nova, que explodi e brilha intensamente por um curto período. Se a estrela possui menos massa, o colapso representa a contração do seu núcleo e, a partir daí outros destinos são possíveis. Às vezes, origina um pulsar, pequena estrela que gira como um farol, mas aceleradamente. Ou, então a contração do núcleo é tão intensa que, no ligar da estrela, surge um buraco negro. Mas, se uma estrela não tem massa suficiente para originar nem uma das opções anteriores, ela pode originar uma anã branca, corpo celeste muito quente, mas incapaz de emitir luz.

Answer 2

Praticamente todas as estrelas têm massa entre 0,1 e 30 vezes a massa do Sol (que escrevemos, para abreviar, como ). Com menos de 0,1  a atração gravitacional não consegue iniciar a fusão nuclear e a estrela nunca "acende". Com mais de 30  a compressão é rápida demais e o aumento exagerado de temperatura varre o gás das camadas externas atrapalhando o crescimento da proto-estrela. Esse tipo de "superstar" cósmico brilha intensamente, vive pouco e morre prematuramente, como seus semelhantes no mundo do rock. Vejamos, então, o que acontece com as estrelas na faixa entre 0,1 e 30 .
Em estrelas com massa menor que 1,4  a fusão nuclear continua até que 90% do hidrogênio é consumido. Isso leva uns 10 bilhões de anos. Depois desse estágio de equilíbrio, o núcleo central da estrela começa a encolher, fica ainda mais quente e queima rapidamente o hidrogênio restante. O enorme calor faz as camadas externas se expandirem e esfriarem. A estrela começa a inchar e ficar mais avermelhada - vira uma "gigante vermelha".
Isso ocorrerá com o Sol e ele ficará tão grande que engolirá Mercúrio, Vênus e a Terra. A estrela vive nesse estágio cerca de um bilhão de anos. No núcleo, o hidrogênio está no fim e a temperatura é tão alta que o hélio começa a se "fundir" em elementos mais pesados. A estrela fica uma "gigante amarela" por mais um bilhão de anos até que o hélio do núcleo começa também a escassear. A estrela volta a aumentar e ficar vermelha de novo. A pressão de radiação é agora predominante e "sopra" as camadas externas da estrela para fora formando uma névoa (ou "nébula") em torno da estrela. Essa névoa, que os astrônomos chamam de "nébula planetária", embora nada tenha a ver com planetas, vive relativamente pouco tempo e acaba se dispersando. No centro, todo o combustível nuclear foi consumido e a estrela esfria um pouco, virando uma "anã branca". No estágio de anã branca a estrela está com sua massa concentrada em um volume pouco maior que o volume atual da Terra e sua densidade é muito grande. Depois de mais uns bilhões de anos a estrela apaga totalmente e vira uma "anã negra" invisível.Estrelas com massa entre 1,4 e 8  também terminam a vida como anãs brancas por um processo um pouco diferente do descrito acima. Nelas, a ejeção de material se dá antes que fiquem gigantes. Quando sua massa fica menor que 1,4  elas evoluem para anã branca.

Em estrelas com mais de 8  o combustível nuclear é gasto muito rapidamente: em apenas uns 100 milhões de anos todo o hidrogênio da estrela é consumido. Daí, elas também incham e viram gigantes vermelhas. Quando o núcleo fica muito denso, o hélio já formado começa a se fundir em carbono e oxigênio. Com o aumento da pressão, formam-se também o silício e o ferro. Aí, a gravidade exagera e a estrela, de tão densa, não agüenta e colapsa. Algumas dessas estrelas conseguem se equilibrar nesse estágio de altas pressões e temperaturas e terminam como estrelas de neutrons, sem nenhum evento espetacular. Outras, porém, simplesmente explodem. Nessas, um processo catastrófico desencadeia uma tremenda explosão e a estrela vira uma supernova. É o que contaremos a seguir.

Capítulo 4: Morte de uma grande estrela.

Capítulo 5: A supernova 1987A e os neutrinos.

Capítulo 6: O limite de Chandrasekhar.

Capítulo 7: O conflito entre Eddington e Chandrasekhar.

Capítulo 8: S. Chandrasekhar e o brasileiro Mário Schenberg.