Caros Leitores,
À proporção que diminui a fonte
de hidrogênio na região central da estrela, também diminui a produção de
energia pelas reações termonucleares, e a tendência é uma queda de temperatura
no centro da estrela. Esta queda de pressão resulta na contração da região
central, o que retrocede à tendência de queda da temperatura. Então, o
aquecimento realimenta a taxa de reações da fusão no centro da estrela e
constitui também uma camada ainda rica em hidrogênio que ativa a conversão de
hidrogênio em hélio. Após esgotar totalmente o hidrogênio no globo central,
esta camada passa a ser a única fonte de produção de energia na estrela. Uma
vez iniciada a queima de hidrogênio na camada, a estrela se desloca rapidamente
no diagrama Hertzsprung-Russell (HR), tornando-se um pouco mais luminosa e
também mais fria. A diminuição de temperatura na superfície é devido a uma
pequena expansão das regiões externas, o que leva a aumentar á área da superfície
e também um pequeno aumento na luminosidade total. Quando encerra totalmente a
fusão nuclear na região central, há uma nova diminuição de temperatura, mas
agora não seguida de uma contração, mas de um colapso. Neste processo, a
energia potencial gravitacional é convertida em energia térmica, que serve para
aumentar a camada envoltória onde é queimado o hidrogênio.
Uma estrela
supergigante vermelha é uma estrela de grandes dimensões, de cor vermelha, ou
próxima da cor vermelha, sendo a massa cerca de 8 a 25 massas solares. Quanto ao
volume, as supergigantes vermelhas fazem parte do grupo das maiores estrelas
conhecidas. Os diâmetros das supergigantes vermelhas normalmente ultrapassam
centenas de vezes o diâmetro do Sol, podendo mesmo ser mais que mil vezes
maiores. Uma supergigante vermelha é uma estrela que está no final de sua vida,
e nessa fase, não está mais na sequência principal. Uma estrela na sequência
principal é a fase quando no seu núcleo se dá a fusão de hidrogênio em hélio e
depois quando termina o hidrogênio no núcleo, ai a estrela sai da sequência
principal. As estrelas de grande massa consomem rapidamente o hidrogênio em seu
núcleo, permanecendo pouco tempo na sequência principal, que na escala
astronômica, esse tempo significa alguns milhões de anos. Esse tipo de estrela
é bastante brilhante, mas relativamente fria, pois sua temperatura geralmente
não ultrapassa os 4.100 graus Kelvin. Após a fase de supergigante e a formação
de ferro (Fe) no núcleo, com a mais alta energia de ligação, ela ejeterá a
maior parte de sua massa em uma explosão de “supernova”, e chega ao final de
sua vida como uma estrela de nêutrons.
HélioR.M.Cabral (Economista,
Escritor e Pesquisador Independente na Astronomia, Astrofísica, Astrobiologia e
Climatologia).
Membro da Society for
Science and the Public (SSP) e assinante de conteúdos científicos da NASA
(National Aeronautics and Space Administration) e ESA (European Space Agency).
Participa do projeto S`Cool Ground Observation
(Observações de Nuvens) que é integrado ao Projeto CERES (Clouds and Earth´s
Radiant Energy System) administrado pela NASA.
Participa também do projeto The Globe Program / NASA
Globe Cloud, um Programa de Ciência e Educação Worldwide, que também tem o
objetivo de monitorar o Clima em toda a Terra. Este projeto é patrocinado pela
NASA e National Science Fundation (NSF), e apoiado pela National Oceanic and
Atmospheric Administration (NOAA) e U.S Department of State.
e-mail: heliocabral@coseno.com.br
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