Estágios de uma estrela

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Observatórios Virtuais – Fundamentos de Astronomia – Cap. 12 (Gregorio-Hetem & Jatenco-Pereira)

Capítulo 12
ESTÁGIOS FINAIS DA EVOLUÇÃO ESTELAR
Vimos anteriormente que após chegar na seqüência principal, a estrela recém-nascida entra numa fase de certa estabilidade, ou seja, suas características não se alteram e assim ela permanece cerca de 90% do tempo de sua vida.
Quando, finalmente, o combustível em seu núcleo termina, a estrela começa a morrer.
Sua trajetória no diagrama H-R é de sair da seqüência principal, quando suas características voltam a se alterar. Em termos gerais, os estágios finais da evolução estelar podem ser mais tranqüilos ou mais catastróficos, e isso vai depender crucialmente da massa das estrelas. Neste capítulo discutiremos as diferentes fases evolutivas de estrelas semelhantes ao Sol, bem como as de massas maiores.

Massa como fator determinante para o Fim
Evolução após a Seqüência Principal
Estrelas do tipo solar
Gigantes Vermelhas, Flash do hélio, Núcleo estelar de carbono,
Nebulosas Planetárias, Anãs
Brancas

Estrelas de massa maior que a do Sol
Explosão de Supernovas

Estrelas de Nêutrons
Pulsares
Buracos Negros

Bibliografia:
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“Astronomy” Chaisson & McMillan (1998)
“Astronomia e Astrofísica” – IAG/USP, ed. W. Maciel

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Observatórios Virtuais – Fundamentos de Astronomia – Cap. 12 (Gregorio-Hetem & Jatenco-Pereira)

Massa como fator determinante para o fim
O tempo de vida t¬ de uma estrela na seqüência principal depende de quanta energia ela tem armazenada (sua massa M¬) e a taxa com que ela gasta essa energia (sua
M
luminosidade L¬). Esse tempo de vida pode ser expresso por t ∗ = ∗ . Podemos então
L∗
3, 3

estimar t¬ a partir da relação massa-luminosidade dada por
M∗
M∗
M
M
MΘ
t∗ t = Θ =
. Desta forma, temos: ∗ =  ∗
3, 3
L∗
tΘ tΘ  M Θ
 M∗ 


LΘ
 MΘ 





L∗  M ∗ 
 , onde
=
LΘ  M Θ 

−2 , 3

. Isso nos indica que estrelas de