E tao pequena que a queima so continua por

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e t˜ao pequena que a queima s´o continua por aproximadamente 300 anos. Quando a temperatura efetiva atinge 30 000 K, o material ejetado pode ser fotoionizado pela radia¸c˜ ao do remanescente compacto, e o sistema ter´a as caracter´ ısticas de uma nebulosa planet´aria com uma estrela central quente. Se n˜ao houver overshooting , a massa m´ ınima para que uma estrela de popula¸c˜ ao I queime o h´ elio em um n´ucleo n˜ao-degenerado ´ e da ordem de 2,3 M . Com overshooting , este limite inferior pode ser de at´ e 1,5 M , mas uma compara¸c˜ ao com as observa¸c˜ oes sugere um limite entre 1,6 M e 2,1 M . Para modelos de alta massa ( 25 M ), o modelo se desloca para o vermelho, enquanto o hidrogˆ enio central queima em um n´ucleo convectivo e, ap´os a exaust˜ao do hidrogˆ enio, para o azul. O deslocamento para o vermelho recome¸ca quando o hidrogˆ enio queima em uma camada, e o n´ucleo se contrai e esquenta. A queima do h´ elio central se inicia antes de o modelo atingir o ramo das gigantes, e o modelo continua a evoluir monotonicamente para o vermelho enquanto o h´ elio queima em um n´ucleo convectivo central, mas, novamente, a queima do hidrogˆ enio fora do n´ucleo fornece a maior parte da luminosidade. Logo depois da exaust˜ao do h´ elio no n´ucleo a temperatura e densidade s˜ao suficientes para iniciar a queima do carbono, enquanto os el´ etrons ainda n˜ao s˜ao degenerados. Nessa fase, toda a energia gerada no n´ucleo ´ e perdida pela emiss˜ao de neutrinos e antineutrinos, e a energia luminosa ´ e totalmente produzida pelas camadas extra-nucleares queimando h´ elio e hidrogˆ enio. O n´ucleo exaurido em h´ elio se transforma em um caro¸co com a massa de Chan- drasekhar com todos os componentes pr´oximos do grupo do ferro, que sub- seq¨uentemente colapsa, formando uma estrela de nˆ eutrons ou um buraco negro. O colapso ejeta o manto acima do n´ucleo por dep´osito de energia na forma de neutrinos nesse manto. O resultado ´ e uma explos˜ao de supernova tipo II que forma um remanescente extenso e um n´ucleo compacto. O pre- cursor da supernova 1987A na Pequena Nuvem de Magalh˜aes era um estrela azul, com T ef 10 000 K, e luminosidade apropriada para um modelo de 20 M . Em seu brilho m´aximo ela era muito menos brilhante do que a mai- oria das supernovas do tipo II previamente identificadas. Uma das causas ´ e a baixa metalicidade da Nuvem. Para uma estrela de 25 M , o carbono inicia sua combust˜ ao quando o n´ucleo atinge 6 × 10 8 K e dura cerca de 300 anos. Quando a temperatura atinge 1 , 5 × 10 9 K, a queima do neˆonio se inicia e dura cerca de um ano. A 443
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queima do oxigˆ enio inicia quando o n´ucleo atinge 2 , 0 × 10 9 K e dura cerca de 8 meses, seguida da queima do sil´ ıcio quando o n´ucleo atinge 3 , 5 × 10 9 K e dura somente 4 dias. Logo ap´os o carbono come¸ca a queimar em uma camada de cerca de 1,5 M logo acima do n´ucleo de ferro. Depois que o sil´ ıcio come¸ca a queimar em camada, o n´ucleo se contrai atingindo o colapso hidrodinˆamico. A distribui¸c˜ ao de massa ´ e Elemento Massa ( M ) H 12,10 He 9,148 C 0,543 O 1,040 Ne 0,357 Mg 0,177 Si Ca 0,175 Ni 0,034 Fe 1,504 Os modelos de nucleos´
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