260 se a estrela iniciar com massa entre 08 e 10 m

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Se a estrela iniciar com massa entre 0,8 e 10 M Sol , ap´os consumir o hidrogˆ enio no centro a estrela passar´a pela fase de gigante e depois de su- pergigante, ejetar´a uma nebulosa planet´aria e terminar´a sua vida como uma an˜a branca, com massa da ordem de 0,6 M Sol , e raio de cerca de 10 000 km. Se a estrela iniciar sua vida com massa entre 10 e 25 M Sol , ap´os a fase de supergigante ela ejetar´a a maior parte de sua massa em uma explos˜ao de supernova e terminar´a sua vida como uma estrela de nˆ eutrons, com uma temperatura superficial acima de 1 milh˜ao de graus K, massa de cerca de 1,4 M Sol , e raio de cerca de 20 km. Se essa estrela possuir campo magn´ etico forte, ela emitir´a luz direcionada em um cone em volta dos p´olos magn´ eticos, como um farol, e ser´a um pulsar. Se a estrela iniciar sua vida com massa entre 25 e 100 M , ap´os a fase de supernova restar´a um buraco negro, com massa da ordem de 6 M Sol , e raio do horizonte de cerca de 18 km. O raio do horizonte, ou raio de Schwarzschild [Karl Schwarzschild (1873-1916)], ´ e a distˆancia ao buraco negro dentro da qual nem a luz escapa: R Sch = 2 GM/c 2 . Para algumas estrelas massivas, os modelos de deflagra¸c˜ ao da explos˜ao de supernova prevˆ eem dispers˜ao total da mat´ eria. Um candidato a buraco negro estelar ´ e a estrela Cygnus X1, descoberta pelo sat´ elite de raios-X Uhuru (liberdade em Swahili, a l´ ıngua do Quˆ enia, onde o sat´ elite foi lan¸cado em 12.12.1970), consiste da HD226868, com 20 massas solares, orbitando uma massa de cerca de 5-8 massas solares, in- vis´ ıvel, em 5,5 dias. Esta companheira compacta ´ e muito mais massiva que o maior limite, de 4,3 massas solares, de uma estrela de nˆ eutrons. Alguns buracos negros estelares s˜ao GS2000+25, com massa acima de 5,66 M , A0620.00 com massa entre 3,6 e 13,6 M e XTE J1859+226, com massa 7 , 4 ± 1 . 1 M . Se a estrela iniciar sua vida com massa acima de 100 M Sol , como a estrela da Pistola, descoberta em 1997 com o Telesc´ opio Espacial Hubble, ela ejetar´a a maior parte de sua massa ainda na seq¨uˆ encia principal, por press˜ao de radia¸c˜ ao, e depois evoluir´ a como uma estrela de at´ e 100 M Sol . Os elementos qu´ ımicos gerados por rea¸c˜ oes nucleares no interior das es- trelas e ejetados nas explos˜oes de supernovas produzem a evolu¸ ao qu´ ımica do Universo e geram o carbono e outros elementos que mais tarde colapsam, formando planetas terrestres e at´ e seres humanos. A vida do Sol na seq¨uˆ encia principal est´a estimada em 11 bilh˜oes de anos. Uma estrela de 0,1 massas solares levar´ a 3 trilh˜oes de anos para sair da seq¨uˆ encia principal. Quando as estrelas consomem o hidrogˆ enio no n´ucleo, que corresponde a aproximadamente 10% da sua massa total, corre- 261
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pondente a cerca de 50 000 km, elas saem da seq¨uˆ encia principal. A gera¸c˜ ao de energia nuclear passa a se dar em uma camada externa a esse n´ucleo, com aproximadamente 2 000 km de espessura, onde a temperatura e a den- sidade s˜ao suficientes para manter as rea¸c˜ oes nucleares. Como nenhuma energia nuclear ´ e gerada no n´ucleo nessa fase, ele se contrai rapidamente, e a luminosidade da estrela aumenta um pouco. As camadas externas se rea-
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