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.
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
- Numa estrela desse tamanho, a temperatura do núcleo é alta o suficiente pro chamado ciclo CNO dominar a fusão do H.
- 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. - 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
- 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.
- 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 - 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
- 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 - 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
- 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 - O hélio livre (α) captura em neon remanescente:
^4He + ^{20}Ne → ^{24}Mg + γ - A lâmpada nuclear agora produz oxigênio e magnésio, mas dura só um pouquinho.
Passo 6
Fase de queima de oxigênio
- 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. - Isso cria silício, fósforo e enxofre rapidinho (dias a meses).
Passo 7
Fase de queima de silício
- 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) - Essa queima dura só dias, porque é muito eficiente.
Passo 8
Colapso do núcleo de ferro e supernova
- Ferro não gera energia em fusão; quando o núcleo fica essencialmente de ^{56}Fe, não há mais “combustível” pra segurar a gravidade.
- 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
- Sequência principal: 4 ^1H → ^4He via ciclo CNO
- Queima de He: tripla‐alfa → ^{12}C, ^{16}O
- Queima de C: {12}C+{12}C → ^{24}Mg / {20}Ne+4He
- Queima de Ne: γ+^{20}Ne → {16}O+4He → ^{24}Mg
- Queima de O: {16}O+{16}O → {28}Si+4He (etc.)
- Queima de Si: rearranjo → núcleos do grupo‐Fe (pico de ferro)
- Colapso do núcleo de ferro → supernova II → buraco negro