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:
30 massas solares.

Passo 1

Beleza, o enunciado pede pra gente desenrolar, esquematicamente, todos os estágios de uma estrela de 30 massas solares e falar qual reação rola no núcleo em cada fase. Isso é parte de evolução estelar e nucleossíntese: a gente vai precisar saber as principais “queimas” de elementos (H, He, C, Ne, O, Si) até chegar no ferro, e depois o que acontece quando o núcleo vira ferro.

Passo 2

Fase de sequência principal (Main Sequence) – queima de hidrogênio via ciclo CNO
  1. Numa estrela desse tamanho, a temperatura do núcleo é alta o suficiente pro chamado ciclo CNO dominar a fusão do H.
  2. Resumindo o ciclo: o carbono, nitrogênio e oxigênio atuam como catalisadores pra transformar 4 prótons em um hélio:
    4 ^1H → ^4He + 2e⁺ + 2ν_e + energia
    mas, de forma mais detalhada, algo como
    {12}C(p,γ){13}N → … → {15}N(p,α){12}C
    e no fim a gente produz ^4He.
  3. Essa fase dura milhões de anos e é quando a estrela fica “estável”, porque a pressão de radiação equilibra a gravidade.

Passo 3

Fase de queima de hélio – reação tripla-alfa
  1. Quando o H acaba no núcleo, a estrela expande e esfria um pouco (overflow dos reagentes), mas as camadas externas empurram e aquecem de novo o núcleo.
  2. Rola a reação tripla-alfa:
    ^4He + ^4He ↔ ^8Be
    ^8Be + ^4He → ^{12}C + γ
    E depois parte do ^{12}C captura outro α:
    {12}C(α,γ){16}O
  3. A estrela está numa fase de supergigante (vermelha ou azul, dependendo do envelope), mas o foco é que agora o núcleo produz carbono e oxigênio.

Passo 4

Fase de queima de carbono
  1. Quando o He acaba, o núcleo contrai de novo, esquenta pra cerca de 6×10^8 K e começa a fusão de carbono:
    ^{12}C + ^{12}C → ^{24}Mg + γ
    ou
    ^{12}C + ^{12}C → ^{20}Ne + ^4He
  2. Isso gera neon, sódio, magnésio e energia por alguns milhares de anos (muito rápido perto da vida da estrela!).

Passo 5

Fase de queima de neon
  1. Temperatura chega perto de 1,2×10^9 K e partículas de alta energia (fótons) começam a “quebrar” núcleos de neon:
    γ + ^{20}Ne → ^{16}O + ^4He
  2. O hélio livre (α) captura em neon remanescente:
    ^4He + ^{20}Ne → ^{24}Mg + γ
  3. A lâmpada nuclear agora produz oxigênio e magnésio, mas dura só um pouquinho.

Passo 6

Fase de queima de oxigênio
  1. Subindo pra ~2×10^9 K, rola a fusão de oxigênio:
    ^{16}O + ^{16}O → ^{28}Si + ^4He
    ou → ^{31}P + p, entre outras ramificações.
  2. Isso cria silício, fósforo e enxofre rapidinho (dias a meses).

Passo 7

Fase de queima de silício
  1. A ~3×10^9 K o silício passa por fotodisintegração e rearranjo nuclear, atingindo nuclei de ferro e níquel (grupo-Fe):
    “cadeia complexa” → ^{56}Fe (o ferro-peak)
  2. Essa queima dura só dias, porque é muito eficiente.

Passo 8

Colapso do núcleo de ferro e supernova
  1. Ferro não gera energia em fusão; quando o núcleo fica essencialmente de ^{56}Fe, não há mais “combustível” pra segurar a gravidade.
  2. O núcleo colapsa em milésimos de segundo, explode em supernova tipo II e, para uma estrela de 30 M_☉, o remanescente tende a ser um buraco negro.

Resposta

  1. Sequência principal: 4 ^1H → ^4He via ciclo CNO
  2. Queima de He: tripla‐alfa → ^{12}C, ^{16}O
  3. Queima de C: {12}C+{12}C → ^{24}Mg / {20}Ne+4He
  4. Queima de Ne: γ+^{20}Ne → {16}O+4He → ^{24}Mg
  5. Queima de O: {16}O+{16}O → {28}Si+4He (etc.)
  6. Queima de Si: rearranjo → núcleos do grupo‐Fe (pico de ferro)
  7. Colapso do núcleo de ferro → supernova II → buraco negro

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