O que são estrelas gigantes?

As estrelas gigantes são estrelas enormes com um raio muito maior e luminosidade de uma estrela de sequência principal com uma temperatura de superfície semelhante. As principais estrelas da sequência têm um núcleo misto, composto de hidrogênio e hélio. As estrelas gigantes têm um núcleo feito de hélio ou até elementos mais pesados, como o carbono. Isso ocorre porque as estrelas gigantes começaram a esgotar porções substanciais de seu combustível de hidrogênio.

A fase gigante é inevitável para qualquer estrela com mais de 0,4 massas solares. Estrelas com massas solares entre 0,4 e 0,5 acumulam hélio em seu núcleo à medida que envelhecem e, eventualmente, um núcleo de hélio puro se acumula, mas não têm pressão e temperatura para fundir o hélio. O hidrogênio na periferia do núcleo forma uma concha de atividade rápida de fusão, porque a gravidade maciça do núcleo está comprimindo hidrogênio nela. O tamanho da estrela se expande e se torna muito mais difuso. Quando o sol se torna um gigante vermelho em cinco bilhões de anos, sua superfície chegará a onde está a órbita da Terra hoje.

Estrelas com massas solares superiores a 0,5 podem fundir núcleos de hélio em oxigênio e carbono através do processo alfa triplo. Embora o núcleo deva atingir uma temperatura de 10 8 k antes da ignição, quando isso acontece, produz um excesso de energia, o que aumenta o tamanho do núcleo, diminuindo a pressão na concha de construção de hidrogênio. Isso diminui as reações de fusão e diminui contra -intuitivamente o tamanho e a temperatura da estrela. Portanto, uma estrela mais massiva acaba menos luminosa do que menos massiva. Tais estrelas fazem parte do chamado ramo horizontal, porque em um gráfico de luminosidade contra o tipo espectral, eles compõem uma linha horizontal.

Se menos de 8 massas solares, mas superior a 0,5, a estrela acumulará carbono em seu núcleo e começará a fundir o hélio em uma concha fora do núcleo. Torna -se um "ramo gigante assintótico" ou estrela AGB enquanto a fusão de hélio acelera ebalões sua estrela anfitriã. Estes podem criar estrelas supergiant e hipergiant.

Para estrelas superiores a 8 massas solares, os núcleos se fundem até o ferro. Quando essa estrela constrói um núcleo de ferro maior que 1,44 massas solares, o colapso do núcleo começa. As conchas de elétrons mutuamente repulsivas ao redor dos núcleos de ferro falham em se repelir sob a grande pressão e temperatura e começam a se fundir em outro estado de matéria chamado Neutronium, composto de nêutrons bloqueados de perto em um núcleo atômico gigantesco do tamanho de uma cidade.

À medida que as reações de fusão no núcleo cessam, a estrela falha em produzir energia suficiente para neutralizar sua própria gravidade e desmorona. À medida que os elementos leves caem para dentro, eles saltam do núcleo de nênio quase incompressível. O retorno é suficiente para enviar o manto da estrela para fora para fora para o espaço a milhares de quilômetros por hora. Este evento é chamado de supernova, e é como os elementos mais pesados ​​que o ferro são criados.

O restante é o que é chamado de estrela remanescente ou uma estrela de nêutrons. Uma colher de chá de sua matéria pesa dois milhões de toneladas.