A massa inicial da protoestrela é o principal determinante do tipo de estrela que irá nascer, dos processos de evolução por quais a estrela passará e também da morte que a estrela terá. Selecione na barra abaixo (Ms = massa solar) a massa inicial da protoestrela.

Anãs marrons possuem massa superior a de um planeta e inferior a necessária para realizar a fusão do hidrogênio como uma estrela regular. Por isso são consideradas estrelas fracassadas. Devido à baixa massa, as anãs marrons são pouco luminosas em comparação com as estrelas, por isso são difíceis de serem detectadas. A maior parte da radiação que emitem se situa na faixa do infravermelho, próximo do espectro visível. Especula-se que o número de anãs marrons no universo seja comparável ao número de estrelas.

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As anãs vermelhas permanecem por centenas de bilhões de anos queimando hidrogênio, de tal maneira que a idade do universo não é suficiente para que elas tenham evoluído além da sequência principal. Depois que o hidrogênio no núcleo de uma anã vermelha se esgotar, a temperatura central não será suficiente para iniciar a fusão do hélio. As anãs vermelhas de menores massas deverão aumentar a temperatura e luminosidade devido à contração gravitacional tornando-se anãs brancas (com núcleo de hélio), enquanto as de massas maiores devem aumentar de tamanho, passando pela fase de gigante vermelha antes de se tornarem anãs brancas. As anãs brancas irradiarão energia térmica por bilhões de anos até tornarem-se anãs negras.

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Quando o hidrogênio do núcleo se esgota, uma estrela do tipo do Sol inicia a fusão de hidrogênio em uma camada acima do núcleo de hélio, gerando uma pressão tal, que faz com que as camadas externas se expandam e a estrela se torna uma gigante vermelha. Sem realizar fusão, o núcleo de hélio de uma gigante vermelha não gera pressão suficiente para conter a gravidade que o esmaga. A energia proveniente da contração aumenta a temperatura o suficiente para que se inicie a fusão do hélio em carbono, liberando energia para conter o colapso gravitacional. Sem atingir temperaturas suficientes para a fusão do carbono, o núcleo inerte é comprimido pelas camadas externas até que os elétrons ficam próximos o suficiente a ponto de surgir entre eles uma força repulsiva, gerando uma pressão denominada pressão de degenerescência que se opõe à pressão gravitacional, fazendo cessar a compressão do núcleo de carbono. As camadas acima no núcleo continuam a processar hélio em carbono e hidrogênio em hélio liberando energia suficiente para expulsar as camadas mais externas da estrela. A estrela então se divide em um caroço central superaquecido, composto principalmente de carbono e, uma região de gás mais frio em volta do caroço. O gás ejetado será ionizado pela radiação emitida pelo caroço central e emitirá luz. Quando observadas, essas camadas de gás com um caroço central apresentam o aspecto de discos parecidos com planetas e por isso são conhecidas como nebulosas planetárias. O caroço de carbono remanescente no centro da nebulosa planetária é muito denso e possui altíssimas temperaturas, no entanto é pouco luminoso por ser relativamente muito pequeno. Por causa de seu tamanho e cor ele é chamado de anã branca. Uma anã branca não realiza fusão nuclear e, portanto não é a rigor uma estrela. Ela emitirá energia térmica por bilhões de anos até se tornar um objeto frio, denso e escuro chamado de anã negra.

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Depois que saem da sequencia principal e se tornam supergigantes vermelhas, estrelas com massas maiores 8Ms atingem temperaturas suficientes para realizar não só a fusão do hélio em carbono, mas também a fusão do carbono em oxigênio e assim sucessivamente até produzir ferro no núcleo. A fusão do ferro não é energeticamente favorável, pois requer mais energia para acontecer do que a energia que libera. Sem produzir energia, a pressão no núcleo de ferro diminui tornando-se insuficiente para conter o colapso gravitacional, finalmente a gravidade vence. As camadas externas começam a “cair” sobre o núcleo e a pressão gravitacional aumenta o suficiente para vencer a pressão de degenerescência dos elétrons, comprimindo a matéria central de tal maneira que os elétrons se unem aos prótons formando nêutrons e emitindo neutrinos. Em reação à extrema compressão o núcleo estelar se expande violentamente. A gigantesca explosão libera uma enorme quantidade de energia, fazendo a estrela brilhar (por um curto período de tempo) o equivalente ao de uma galáxia inteira. Este evento é conhecido como explosão de supernova. Na explosão, a maior parte da massa da estrela é ejetada no meio interestelar formando um remanescente com um aspecto similar a uma nebulosa planetária. Para estrelas com massas entre 8Ms e 25Ms, resta após a explosão de uma supernova um caroço central extremamente compacto, composto basicamente de nêutrons. Os nêutrons ficam tão próximos que surge entre eles, assim como entre os elétrons de uma anã branca, uma pressão de degenerescência que se opõe ao colapso gravitacional, mantendo o equilíbrio do caroço remanescente, agora denominado estrela de nêutrons. Estrelas de nêutrons possuem altíssimas velocidades de rotação e campos magnéticos acentuados. Algumas delas emitem radiação periodicamente, sendo conhecidas como pulsares. Assim como as anãs brancas, estrelas de nêutrons não são efetivamente estrelas, pois não realizam fusão nuclear.

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Durante a fase de supergigante vermelha, estrelas com massa maiores a 25Ms, passam pela fase de Wolf-Rayet, em que possuem brilho variável e um envoltório de poeira ejetado devido à forte pressão de radiação. Para essas estrelas, o caroço que resta da explosão de supernova é tão massivo que nem mesmo a pressão de degenerescência de nêutrons pode conter o seu colapso. Ele implode formando um corpo de densidade tão elevada que a aceleração da gravidade local não permite que nem mesmo a luz escape de dentro dele. Esse corpo é denominado buraco negro. O buraco negro é a morte definitiva de uma estrela supermassiva. Uma vez que de buracos negros não sai nenhuma informação, eles são detectados através da ação que exercem sobre suas vizinhanças. Por possuírem elevada aceleração gravitacional eles tendem a atrair a matéria circundante. Nuvens de gás e poeira que orbitam regiões invisíveis (supostos buracos negros) emitem radiações que são detectadas. Buracos negros podem ser detectados também a partir da observação de estrelas binárias em que só uma das parceiras é visível. Não existem limites inferior e superior para a massa de um buraco negro. Poderíamos, inclusive, estar imersos dentro de um grande buraco negro sem nos dar conta disso.

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Durante a fase de supergigante vermelha, estrelas com massa maiores a 25Ms, passam pela fase de Wolf-Rayet, em que possuem brilho variável e um envoltório de poeira ejetado devido à forte pressão de radiação. Para essas estrelas, o caroço que resta da explosão de supernova é tão massivo que nem mesmo a pressão de degenerescência de nêutrons pode conter o seu colapso. Ele implode formando um corpo de densidade tão elevada que a aceleração da gravidade local não permite que nem mesmo a luz escape de dentro dele. Esse corpo é denominado buraco negro. O buraco negro é a morte definitiva de uma estrela supermassiva. Uma vez que de buracos negros não sai nenhuma informação, eles são detectados através da ação que exercem sobre suas vizinhanças. Por possuírem elevada aceleração gravitacional eles tendem a atrair a matéria circundante. Nuvens de gás e poeira que orbitam regiões invisíveis (supostos buracos negros) emitem radiações que são detectadas. Buracos negros podem ser detectados também a partir da observação de estrelas binárias em que só uma das parceiras é visível. Não existem limites inferior e superior para a massa de um buraco negro. Poderíamos, inclusive, estar imersos dentro de um grande buraco negro sem nos dar conta disso.

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