Por que aparecem três números (0,08, 8, 25 M☉)?

Cerca de 0,08 M☉ separa as anãs marrons das estrelas com queima de hidrogênio. Cerca de 8 M☉ é, nos livros, o limiar inferior usual das supernovas de colapso do núcleo de ferro. Cerca de 25 M☉ é um corte convencional entre remanescente estrela de nêutrons e buraco negro; os modelos reais dependem do vento, da rotação e da binaridade.

Onde está o ramo das gigantes assintóticas?

Por clareza, ele está reunido à «gigante vermelha». Estrelas de massa intermediária passam pela fase AGB antes da nebulosa planetária.

Evolução estelar

Da nuvem molecular à sequência principal e depois à gigante ou à supernova; o remanescente é anã branca, estrela de nêutrons ou buraco negro (esquema pela massa).

Sobre o modelo

A evolução estelar de uma estrela isolada se ramifica conforme a massa inicial: colapso da nuvem molecular, protoestrela, queima de hidrogênio no núcleo na sequência principal e, em seguida, as etapas depois da sequência principal. Abaixo de cerca de 0,08 M☉ não há queima estável de hidrogênio — anã marrom. Estrelas até cerca de 8 M☉ ejetam o envoltório e deixam uma anã branca. As mais massivas podem explodir como supernovas de colapso do núcleo; o remanescente é estrela de nêutrons ou buraco negro, conforme a massa do núcleo, a perda de massa e a metalicidade. Os limiares são didáticos, não saem de um modelo evolutivo concreto.

Para quem: Curso introdutório de astrofísica: evolução estelar; junto ao diagrama de Hertzsprung–Russell e à energia de ligação nuclear.

Conceitos-chave

sequência principal
nebulosa planetária
anã branca
supernova
estrela de nêutrons
buraco negro

Como funciona

A evolução estelar depende sobretudo da massa inicial. A nuvem molecular se comprime numa protoestrela; a estrela entra na sequência principal, em que no núcleo ocorre a fusão termonuclear do hidrogênio. Esgotado o hidrogênio no centro, estrelas de massa baixa e intermediária se expandem, se tornam gigantes, ejetam os envoltórios como nebulosas planetárias e deixam anãs brancas. Acima de cerca de 8 M☉ a estrela pode terminar numa explosão de supernova do tipo II; o remanescente compacto é estrela de nêutrons ou, nos núcleos mais massivos, buraco negro. Os limiares são esquemáticos — metalicidade, rotação e interação em sistema binário mudam o quadro.

Fórmulas principais

M_min (queima de H) ~ 0.08 M☉ (abaixo — anã marrom)

Supernova de colapso do núcleo: limiar inferior típico ~ 8 M☉ (incerto)

Perguntas frequentes

Por que aparecem três números (0,08, 8, 25 M☉)?: Cerca de 0,08 M☉ separa as anãs marrons das estrelas com queima de hidrogênio. Cerca de 8 M☉ é, nos livros, o limiar inferior usual das supernovas de colapso do núcleo de ferro. Cerca de 25 M☉ é um corte convencional entre remanescente estrela de nêutrons e buraco negro; os modelos reais dependem do vento, da rotação e da binaridade.
Onde está o ramo das gigantes assintóticas?: Por clareza, ele está reunido à «gigante vermelha». Estrelas de massa intermediária passam pela fase AGB antes da nebulosa planetária.

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