Descreva esquematicamente os estágios pelos quais passam as estrelas com a massa abaixo, indicando a reação que está acontecendo no núcleo delas em cada fase:
10 massas solares;

Passo 1

Beleza, seguinte: o enunciado pede para “descrever esquematicamente” os estágios que uma estrela de 10 massas solares passa, indicando a reação nuclear que rola no núcleo em cada fase. Isso cai em evolução estelar e física nuclear básica. Para resolver a gente vai precisar lembrar:
  • Como a gravidade faz a protoestrela colapsar.
  • O ciclo de fusão do hidrogênio (CNO) na sequência principal.
  • A fusão de hélio (triple‐alpha) no próximo estágio.
  • As “queimas avançadas” (carbono, neônio, oxigênio e silício).
  • O colapso final que leva à supernova e ao remanescente.

Passo 2

Fase de protoestrela
– O que acontece: a nuvem de gás (principalmente H) sofre colapso por gravidade.
– Teoria: enquanto a estrela ainda não chegou a ~10⁷ K no núcleo, nenhuma reação nuclear acontece; a energia vem só do “pega” gravitacional (contração).

Passo 3

Sequência Principal (≈ 10⁷ a 10⁸ anos)
– O que acontece: o núcleo atinge T ~ 1,5×10⁷ K e começa a fusão de hidrogênio via ciclo CNO, dominante em estrelas ≥ 1,3 M☉.
– Reação global:
4,^1H ;longrightarrow; ^4He + 2e^+ + 2nue + gamma
Explicação: prótons vão se transformando em hélio, liberando positrons, neutrinos e fótons que equilibram a pressão contra a gravidade.

Passo 4

Gigante Vermelha / Helium burning
– O que acontece: depois de esgotar o H, o núcleo contrai e esquenta até T ~ 10⁸ K; forma-se uma casca de H em volta de um núcleo de He. A estrela infla.
– Reação no núcleo (triple‐alpha):
3,^4He ;longrightarrow; ^12C + gamma
Teoria: é uma reação de duas etapas (dois He formam ^8Be, que rapidamente captura outro ^4He), mas o resultado final é carbono.

Passo 5

Queimas Avançadas
Quando o core fica cada vez mais quente, entram as fusões de elementos mais pesados, em sequência:
  1. Carbono (T ~ 6×10⁸ K):
^12C + ^12C ;longrightarrow; ^20Ne + ,^4He(e outros ramos)
  1. Neônio (T ~ 1,2×10⁹ K): fotodisintegrado em oxigênio e hélio, depois recombina.
  2. Oxigênio (T ~ 1,5×10⁹ K):
^16O + ^16O ;longrightarrow; ^28Si + ,^4He
  1. Silício (T ~ 2,7×10⁹ K): série de reações via fotodisintegração e captura de nêutrons/prótons até formar núcleo de ferro (^56Fe).

Passo 6

Colapso e Supernova
– O que acontece: o núcleo de ferro não gera energia por fusão; quando alcança a massa crítica (≈ Chandrasekhar), não aguenta a pressão de elétrons degenerados e entra em colapso em milissegundos.
– Resultado: explosão de supernova tipo II, e ejeção das camadas externas.

Passo 7

Remanescente
– Para 10 M☉ iniciais, o núcleo remanescente tende a virar uma estrela de nêutrons (massa final ≈ 1,4–2 M☉) sustentada pela pressão de nêutrons degenerados.

Resposta

Protostar (colapso gravitacional, sem fusão) →
Sequência Principal (fusão de H via ciclo CNO: ) →
Gigante Vermelha (triple‐alpha: ) →
Queimas Avançadas (C, Ne, O, Si até formar ^56Fe) →
Colapso do núcleo e Supernova tipo II →
Remanescente: Estrela de Nêutrons.

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