Mais ou menos, tudo depende da massa da estrela. O tempo util de uma estrela depende da quantidade de energia nela armazenada e sua taxa de queima de combustivel nuclear. O nosso sol virara uma Gigante Vermelha -
I - Estrelas do tipo Solar
Com os processos de fusão nuclear, a composição do interior estelar muda
gradualmente, com um aumento da abundância de hélio e a conseqüente diminuição do
hidrogênio. No centro da estrela, onde a temperatura é mais alta, a quantidade de hélio
aumenta mais rapidamente. A taxa de fusão nuclear é mais lenta nas bordas do núcleo
central. Com o passar do tempo, a região mais interna do núcleo estelar se torna cada vez
mais rica em He e mais deficiente em H, até o ponto em que todo hidrogênio do centro foi
consumido, tornando a região um núcleo de He puro. Nesse núcleo a produção de energia
nuclear termina e os processos de fusão se iniciam nas camadas mais acima. E assim, o
núcleo mais interno de He puro, onde não ocorre queima, torna-se cada vez maior.
Sem a produção de radiação a pressão do gás diminui nesse núcleo mais interno,
mas a força da gravidade não, e isso faz com que mudanças na estrutura se tornem
inevitáveis. Cerca de 10 bilhões de anos depois que a estrela chegou na seqüência
principal, quando a diminuição do hidrogênio é substancial, o núcleo de hélio começa a
contrair.
Uma nova situação de equilíbrio pode ser atingida nos casos em que ocorre a fusão
do hélio em elementos mais pesados. Mais energia seria gerada com a queima de He e a
pressão de radiação seria restabelecida, voltando a sustentar o núcleo contra o colapso
gravitacional. No entanto, devemos lembrar que para ocorrer fusão nuclear são requeridas
altas temperaturas, que forneçam energia cinética suficiente para suplantar a força de
repulsão eletromagnética entre partículas de mesma carga elétrica (positiva no caso dos
núcleos atômicos). Para a fusão do H, temperaturas da ordem de 10`7K devem ser
atingidas. No caso do He (dois prótons no núcleo) a força de repulsão é maior ainda, sendo
necessárias temperaturas de pelo menos 10`8K. Os processos de fusão de He não ocorrem
em núcleos estelares enquanto não se atinge esse nível de temperatura.
Com o fim da fusão nuclear no interior estelar, a pressão diminui nessa região mais
interna, causando um aumento de temperatura (10`7K < T < 10`8
K). Isso faz com que a queima de hidrogênio seja mais intensa, gerando energia mais rapidamente do que era
produzido na fase da seqüência principal. Apesar da queima de combustível no núcleo mais
interno da estrela ter terminado, ela agora passa a brilhar mais.
Fase de Gigantes Vermelhas
Com o desequilíbrio de forças atuando no núcleo estelar composto de He, ocorre
também um desbalanço no restante da região central da estrela. A rápida queima de H
causa uma pressão de radiação que impele as camadas mais externas a aumentarem em
raio, de forma que nem mesmo a gravidade pode evitar. Com a expansão, ocorre uma
diminuição da temperatura superficial da estrela e ela começa a se transformar numa
gigante vermelha, um processo que ocorre num período de 100 milhões de anos.
Colocando no Diagrama H-R os diferentes pares de luminosidade e temperatura pelos
quais a estrela passa nos estágios finais de sua vida, podemos traçar seu caminho
evolutivo, como é indicado na Figura 1, onde o ponto (a) marca a chegada na seqüência
principal. Com a diminuição da temperatura, a trajetória caminha para a direita no
diagrama, e suavemente para cima, indicando um pequeno aumento na luminosidade, enquanto a estrela
passa pelo ramo das sub-gigantes.
Nesse estágio o raio estelar atingiu cerca de 3 R , enormes quantidades de energia são levadas do centro
para a superfície da estrela por convecção, causando um rápido aumento da luminosidade, mas sem
variação da temperatura. Durante essa fase, entre os pontos (b) e (c) a estrela se encontra no chamado
ramo das gigantes vermelhas.
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Estrelas com massas de no minimo 10 vezes a do Sol colapsam em Supernovas.