Evolução Estelar - Nascimento, Vida e Morte das Estrelas

Artigo sobre o ciclo de formação e destruição das estrelas.

No texto sobre o Sol, já esclarecemos que os fatores básicos que o fazem brilhar e transmitir calor também ocorrem nas estrelas, e que as principais diferenças entre o Sol e as estrelas são a distância – as estrelas se acham a anos-luz de distância, enquanto o Sol está a apenas 8 minutos-luz da Terra – e a massa inicial. Agora estamos preparados para entender um pouco mais sobre as estrelas e sobre aspectos que fazem com que elas se diferenciem do Sol, por exemplo, em cor, luminosidade e tamanho. Mas o principal objetivo aqui é saber se as estrelas vão terminar seu ciclo evolutivo assim como o Sol, e como se dará esse processo, que, já adiantado aqui, pode ser bastante violento e destrutivo.

O Nascimento

Nos braços de galáxias espirais, semelhantes à nossa, a Via Láctea, existem grandes nuvens de gás e poeira interestelar, cuja massa pode chegar a milhares ou milhões de vezes a massa do Sol (Fig.1).

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Fig.1 - Galáxia de Andromeda, também conhecida como M31. É a galáxia espiral mais próxima, podemos notar em seus braços espirais manchas escuras que são as grandes nuvens de gás e poeira interestelar.

Essas nuvens são compostas principalmente de hidrogênio e alguns traços de outros elementos da tabela periódica. Em regiões mais frias dessas grandes nebulosas, existem as denominadas “nuvens moleculares”, onde, devido à sua baixa temperatura, ocorre a formação de moléculas, sobretudo moléculas de hidrogênio ($H_2$), e podem se formar glóbulos mais densos, pois a baixa temperatura, e consequente agitação térmica das moléculas favorece a ação da gravidade, aproximando as moléculas (Fig.2).

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Fig.2 - (a) Nebulosa na constelação do Ofiúco (denominada Pipe Nebula, em inglês): uma imensa nuvem de gás e poeira, com diversas regiões mais frias e escuras, formando glóbulos. (b) Nuvem molecular Barnard 68, um glóbulo cuja massa é cerca de duas vezes a do Sol e mede cerca de meio ano-luz de diâmetro.

O gatilho que propicia a formação desses glóbulos dentro dessas nuvens pode ser a colisão entre nuvens próximas ou ondas de choque de explosão de supernovas, além da turbulência interna natural da nuvem provocada pelo movimento de seus gases. Esse cenário é perfeito para causar um desequilíbrio nessas nuvens aglomeradas, que começam a entrar em colapso, ou seja, começam a se contrair e fragmentar-se formando glóbulos. O vídeo a seguir é uma simulação que busca indicar como ocorre esse processo.

Vídeo 1 - Simulação da formação a partir do colapso gravitacional que pode ocorrer em certas regiões dentro de uma nuvem molecular. Fonte: https://www.ukaff.ac.uk/starcluster/

Os glóbulos de gás mais frios e densos (Fig. 2b) são os locais perfeitos para o nascimento de estrelas. Devido à baixa temperatura desse gás, as forças devido à sua pressão, que poderiam fazê-lo expandir, acabam sendo menores que as forças produzidas pela sua “autogravidade”, ou seja, gravidade produzida pela sua própria massa. O glóbulo, então, se contrai, colapsa e, se sua massa for grande o suficiente, maior que cerca de 10% da massa do Sol, pode formar uma estrela.

Certas regiões dessas grandes nuvens moleculares se transformam, assim, em verdadeiros “berçários” de estrelas, formando dezenas, centenas ou até milhares de estrelas, como é o caso da famosa Nebulosa de Órion (Fig.3), visível a olho nu na constelação de Órion.

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Fig.3 - Nebulosa de Órion, situada a cerca de 1350 anos-luz de distância. No campo de visão desta imagem é possível observar a imensa nuvem de gás e poeira, com aproximadamente 24 anos-luz de diâmetro e massa milhares de vezes maior que a do Sol, que consiste no mais próximo grande "berçário" de estrelas – inúmeras estrelas se formaram e vêm se formando em seu interior nos últimos milhões de anos.

O glóbulo colapsado pode, assim, evoluir para uma protoestrela, com uma concentração maior de massa em seu centro e um disco de matéria ao seu redor que continua caindo em direção ao centro, fazendo ele crescer, num processo denominado de “acreção” de matéria. Depois de alguns milhares ou milhões de anos, se a massa acrescentada for suficiente para que a conversão de energia potencial gravitacional em energia térmica, durante a queda da matéria em direção ao centro, eleve a temperatura deste centro até cerca de 10 milhões de kelvins, terão início, então, reações termonucleares de fusão de H em He, liberando enorme quantidade de energia – a estrela nasce!

Nessa fase, denominada de protoestrela, a temperatura na superfície atingirá entre 2.000 K a 3.000 K, e, a partir do disco protoplanetário, de gás e poeira, ao seu redor, poderão se formar planetas.

No vídeo a seguir, podemos observar a simulação de uma protoestrela com um disco protoplanetário no interior da nuvem conhecida como McNeil’s nebula. A protoestrela completa cerca de uma volta por dia, gira mais rápido que o disco ao seu redor e apresenta dois pontos mais quentes, que emitem raios X, produzidos por feixes de matéria que ainda está sendo transferida do disco para a protoestrela.

Vídeo 2 - Exemplo de uma protoestrela com um disco protoplanetário ao seu redor. Neste estágio já possui 80% da massa do Sol e uma temperatura superficial de 3700 K, um terço menor que a temperatura da superfície do Sol. Fonte: https://svs.gsfc.nasa.gov/vis/a010000/a010900/a010991/index.html

Para as estrelas mais massivas (acima de 10 massas solares) que se formam, o glóbulo é completamente consumido ou disperso e a intensa radiação emitida pela jovem estrela ioniza e faz brilhar as regiões mais próximas da grande nuvem ao seu redor, a partir da qual se formou, como no caso da nebulosa de Órion (Fig.3), tudo isso em um período da ordem de dezenas de milhares de anos, bem diferente de estrelas com massa semelhante à do Sol, que levam um tempo da ordem de dezenas de milhões de anos para sair da fase de protoestrela e não destroem todo o glóbulo, preservando a nuvem de gás e poeira em forma de disco ao seu redor, a partir da qual poderão se formar planetas.

A transição de protoestrela para estrela ocorre quando o processo de fusão termonuclear, de hidrogênio em hélio, se estabiliza. Isso acontece porque quando a liberação de energia nuclear aumenta, a pressão local também aumenta e a estrela se expande; porém, com a expansão, o gás no interior da estrela tende a esfriar e, consequentemente, devido à temperatura mais baixa, a liberação de energia por fusão termonuclear diminui. Assim, a estrela acaba atingindo a temperatura e o tamanho ideais para que haja um equilíbrio entre expansão e contração, um estado de equilíbrio hidrostático entre a ação da gravidade (força peso), que tende a fazer a estrela colapsar, e as forças produzidas pelo aumento da pressão com a profundidade (empuxo), que tendem a fazer a estrela se expandir, permitindo assim que a estrela fique estável por um longo período.

Essa fase de estabilidade, em que a estrela permanece a maior parte de sua vida, realizando apenas a fusão de hidrogênio em hélio, é denominada de fase de sequência principal. Conforme indicado na Fig.4, nessa fase as estrelas se situam numa região bem definida do chamado “diagrama de Hertzprung-Russel” (ou, mais simplesmente, diagrama H-R), muito usado na descrição de como se classificam e como ocorre a evolução das estrelas.

Classificação e o diagrama H-R

Duas propriedades físicas muito usadas na descrição e estudo das estrelas e de sua evolução são a temperatura de sua superfície – que determina a sua cor – e sua luminosidade. Essa última definida como sendo a energia luminosa total emitida pela estrela, em todas as direções, por unidade de tempo, ou seja, corresponde à sua potência luminosa.

Por volta de 1910, dois astrônomos, Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell, elaboraram um diagrama – que, em sua homenagem, passou a ser conhecido como diagrama H-R (Hertzprung-Russel) – no qual essas duas propriedades são representadas: no eixo horizontal, a temperatura, numa escala logarítmica, com o sentido de crescimento para a esquerda, e, no eixo vertical, a luminosidade, também numa escala logarítmica, já que a variação de brilho das estrelas é muito grande. Ao se representar as posições de estrelas nesse diagrama (Fig.4) é possível verificar que elas não se distribuem aleatoriamente, mas formam agrupamentos específicos, podendo ser classificadas, de acordo com suas posições, como estrelas de sequência principal, gigantes, supergigantes ou anãs brancas.

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Fig.4 - Diagrama H-R, onde são representadas a luminosidade e temperatura das estrelas, sendo usado para indicar sua classificação e estágios. Fonte: Astronomia e Astrofísica.

Conforme dito no final da seção anterior, depois que as estrelas nascem e atingem um estado de equilíbrio, realizando a fusão de hidrogênio em hélio em seu núcleo, elas se situam na região de sequência principal desse diagrama e nela permanecem a maior parte (cerca de 90%) de sua vida. Contudo, quando o hidrogênio se esgota em seu núcleo, elas evoluem e deixam a sequência principal, podendo evoluir para o ramo das gigantes ou supergigantes e, em alguns casos, chegar a um estágio final de anã branca. Como veremos, o caminho evolutivo seguido será fortemente determinado pela massa inicial da estrela, e quanto maior a massa, mais rápida será a evolução.

Fazendo uma analogia, podemos dizer que o diagrama H-R é semelhante a uma tabela periódica das estrelas. Da mesma forma que, na tabela periódica, os elementos são organizados de acordo com suas propriedades físicas e químicas, no diagrama H-R as estrelas das mesmas regiões compartilham um conjunto comum de características, porém, diferentemente da tabela periódica, as características físicas das estrelas mudam com o tempo e, portanto, sua posição no diagrama também muda, de modo que podemos pensar no diagrama H-R como um gráfico visual da evolução estelar.

Após uma estrela nascer e ingressar na sequência principal, atingindo um estado de equilíbrio, transformando hidrogênio em hélio em seu núcleo, sua posição nesta sequência vai depender fundamentalmente de sua massa. Tanto sua temperatura quanto sua luminosidade serão determinadas pela sua massa. Quanto maior a massa, maior será a gravidade da estrela e mais quente deverá ser o seu núcleo para que a pressão gerada pela alta temperatura e densidade de seu interior sejam suficientes para equilibrar o peso das camadas externas e conter o colapso gravitacional. Em consequência disso, quanto maior a massa, maior será a temperatura no núcleo e na superfície da estrela, e também sua luminosidade. No diagrama H-R, na faixa da sequência principal, as estrelas de menor massa – o limite inferior é de 0,08 massas solares, só para massas iguais ou superiores a essa a temperatura no núcleo é suficientemente alta para iniciar reações nucleares estáveis – serão anãs vermelhas e estarão situadas no canto inferior direito do diagrama. As de maior massa, por sua vez, serão estrelas gigantes azuladas e estarão situadas no canto superior esquerdo do diagrama. As estrelas de massa intermediária, como o nosso Sol, serão brancas ou amareladas e estarão situadas próximas ao centro do diagrama (Fig.4).

Conforme dito acima, a principal propriedade física que será determinante, tanto da posição de ingresso da estrela na sequência principal, como na sua posterior evolução, é a sua massa. Contrariamente ao que se poderia imaginar, estrelas mais massivas, embora possuam mais hidrogênio e, portanto, mais combustível a ser “queimado” em reações de fusão nuclear, acabam por evoluir muito mais rapidamente do que as de pequena massa, pois, para manter o equilíbrio hidrostático entre gravidade e pressão em seu interior, mantendo uma alta temperatura em seu núcleo, precisam liberar muita energia e, para tanto, necessitam queimar o hidrogênio a uma taxa muito mais alta que as de pequena massa. Por exemplo, o tempo de vida na sequência principal de uma estrela de massa equivalente à do nosso Sol está estimada em 10 bilhões de anos (dos quais, no caso do Sol, 4,5 bilhões já se passaram). Uma estrela de 0,1 massas solares levará 3 trilhões de anos para sair da sequência principal. Já uma estrela de 10 massas solares ficará na sequência principal “apenas” 100 milhões de anos.

À medida que o processo de reação termonuclear de fusão de hidrogênio em hélio vai se desenrolando no núcleo de uma estrela de sequência principal, a quantidade de hidrogênio disponível neste núcleo irá diminuído, a de hélio irá aumentando e o núcleo irá se contrair, novamente convertendo energia potencial gravitacional em energia térmica, aumentando a temperatura neste núcleo. Chegará um ponto em que a fusão do hidrogênio em hélio só ocorrerá em uma camada mais externa, um pouco acima do núcleo, o que fará as camadas mais externas se expandirem, aumentando o tamanho da estrela e, ao mesmo tempo, diminuindo a temperatura em sua superfície: será o fim da vida da estrela na sequência principal e ela se deslocará para a região das gigantes vermelhas do diagrama H-R. Dependendo da massa da estrela, a temperatura que será atingida no núcleo de hélio poderá chegar a cerca de 100 milhões de kelvins, que será suficiente para iniciar reações de fusão do hélio em elementos mais pesados, como o carbono e o oxigênio.

Estrelas de grande massa, poderão prosseguir atingindo temperaturas ainda mais altas em seu núcleo, conseguindo realizar a fusão de elementos de maior número atômico, até o ferro. A partir do ferro e outros elementos químicos mais pesados (maior número atômico) que ele, não há mais liberação de energia ao ser realizada em uma reação de fusão nuclear. Ao contrário, é necessário adicionar energia para que a fusão ocorra. Elementos químicos mais pesados que o ferro só liberam energia em processos de fissão nuclear, quando se dividem e dão origem a elementos mais leves. Portanto, em algum momento na vida da estrela, cessará a liberação de energia por fusão nuclear que mantém o núcleo com alta temperatura e pressão, capaz de equilibrar o peso das camadas externas. Em algum momento, então, ocorrerá o colapso gravitacional da estrela que, dependendo de sua massa, pode ser um processo relativamente suave ou extremamente catastrófico.

Estágios finais da evolução estelar

No diagrama a seguir (Fig. 5) é apresentada uma síntese de como se dá a evolução das estrelas, desde sua formação, como protoestrela, até seus estágios finais. Note que a propriedade física determinante de como se dará a evolução de uma estrela, por qual fases ela irá passar, que elementos químicos ela irá sintetizar em seu núcleo e qual será seu estágio final é a sua massa. Na coluna mais à esquerda do diagrama são indicados os intervalos de valores de massa de cada caminho evolutivo.

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Fig. 5 - Etapas evolutivas de estrelas de diferentes massas. Em letras amarelas se acham indicados os processos de síntese de elementos químicos mais pesados a partir de elementos mais leves, que ocorrem, por fusão nuclear, no interior das estrelas. O eixo do tempo, na horizontal, se acha fora de escala: a evolução das estrelas de maior massa é muito mais rápida que as de pequena massa e todas elas passam cerca de 90% de suas vidas na fase de sequência principal, apenas realizando a fusão de hidrogênio em hélio. Fonte: Astronomia e Astrofísica.

A seguir descrevemos, resumidamente, conforme descrito por Saraiva, Oliveira Filho e Muller (2014), como ocorre a evolução das estrelas após deixarem a sequência principal, dependo de sua massa inicial.

Apenas notamos, como o fazem os autores anteriormente citados, que o destino das estrelas, depois de consumir todo o seu combustível nuclear, também depende do fato de a estrela ser sozinha, ou ter uma ou mais companheiras. No caso de estrelas sozinhas, a massa com que ela se forma determina toda a sua evolução. Para estrelas que fazem parte de sistemas binários ou múltiplos, a evolução depende tanto da massa inicial quanto da separação entre as estrelas, que determinará quando e como as estrelas interagirão durante a evolução.

No presente texto, consideramos apenas a evolução de estrelas sozinhas, que só depende da massa com que elas são formadas, conforme descrito a seguir.

Massa inicial entre 0,08 e 0,45 massas solares

Estrelas com massa entre 0,08 e 0,45 massas solares tem a evolução mais simples de todas. Elas nascem e entram na sequência principal como anãs vermelhas, podendo permanecer trilhões de anos nesta fase, realizando a fusão de hidrogênio em hélio, mas nunca atingem temperatura alta o suficiente no núcleo para fundir o hélio. Ao final de suas vidas, elas vão passar por uma fase de gigante vermelha e, depois de esgotar seu combustível e transformar a maior parte de seu hidrogênio em hélio, acabam se tornando anãs brancas com núcleo de hélio (Fig.5).

Massa inicial entre 0,45 e 8 massas solares

Se a estrela iniciar sua vida com massa entre 0,45 e $8 M_{Sol}$ (massas solares), após consumir o hidrogênio no núcleo, passará pela fase de gigante e depois de supergigante, lançará para o espaço suas camadas mais externas, formando uma nebulosa planetária (Fig.6) e terminará sua vida como uma anã branca, um objeto extremamente denso, com massa da ordem de $0,6 M_{Sol}$, tamanho semelhante ao da Terra, mas uma densidade da ordem de 10⁶ g/cm³, um milhão de vezes maior que a densidade da água.

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Fig. 6 – Nebulosa planetária Olho de Gato (NGC 6543). Camadas externas da estrela, que se tornará uma anã branca, foram ejetadas, formando uma nebulosa planetária.

Em uma anã branca, os elétrons não se encontram mais presos aos núcleos, mas estão distribuídos entre eles, amontoados tão próximos entre si que efeitos quânticos, como o princípio da exclusão de Pauli, passam a atuar, impedindo que dois elétrons possam ocupar o mesmo estado quântico, o que força os elétrons a vibrarem tão rapidamente que geram um tipo de pressão, chamada pressão de degenerescência, que contrabalança a atração gravitacional. É essa pressão que sustenta a anã branca.

A anã branca solitária terminará aqui sua evolução. Sem mais produzir energia nuclear, só lhe resta agora a energia térmica, e ela continuará brilhando cada vez mais fracamente à medida em que for esfriando, e hipoteticamente um dia, num futuro distante, se tornará um objeto frio, denso e escuro chamado anã negra.

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Fig.7 - Trajetória evolutiva no Diagrama H-R de uma estrela como o Sol, desde a formação até chegar à Sequência Principal (linha inferior da direita), sua evolução para gigantes e supergigantes (linha ascendente à direita) e finalmente a evolução final para anã branca (linha descendente do canto superior direito ao canto inferior esquerdo). Fonte: Saraiva, Oliveira Filho e Muller (2014, aula 20, p. 10)
Massa inicial entre 8 e 25 massas solares

Se a estrela iniciar sua vida com massa entre 8 e 25 M Sol , ela terá uma morte catastrófica. Após a fase de supergigante e a formação do núcleo de ferro, a estrela não terá mais combustível para gerar energia, pois sendo o ferro o elemento cujo núcleo apresenta a maior energia de ligação, ele não libera energia ao ser fundido, ao contrário, absorve. Desprovida de sua fonte de energia para gerar alta pressão para balançar a gravidade, o núcleo colapsa violentamente sob seu próprio peso em alguns segundos. As camadas superiores, contendo aproximadamente 90% da massa da estrela, colapsam sobre este núcleo e, após liberarem uma imensa quantidade de energia potencial gravitacional em pouquíssimo tempo, produzem uma explosão em que são empurradas para fora com velocidades de milhares de quilômetros por segundo, um fenômeno chamado explosão de supernova. Tanta energia é liberada na explosão que a estrela brilha tanto quanto todas as estrelas da galáxia juntas.

Vídeo 3 - Exemplo de uma explosão de Supernova que ocorreu na galáxia M82, conhecida como SN 2014J descoberta em 21 de janeiro de 2014.

Todos os elementos mais pesados do que o ferro são gerados por acréscimo de nêutrons nas explosões de supernovas. Essas explosões espalham os elementos pesados no espaço, os quais se misturam ao gás e poeira existentes nas galáxias para serem incorporados na geração de novos sistemas estelares, planetas e possivelmente seres vivos.

Depois deste espetáculo, a supernova começa a esmaecer, deixando como resíduo, se não houver disrupção total, um núcleo extremamente compacto, uma estrela de nêutrons, com uma temperatura superficial acima de 1 milhão de kelvins, massa de cerca de $1,46 M_{Sol}$, raio de cerca de 20 km e densidade de 10¹⁴ g/cm³.

Os nêutrons também obedecem ao princípio da exclusão de Pauli, mas tendo massa 2.000 vezes maior que o valor da massa dos elétrons, podem ser comprimidos a distâncias 2.000 vezes menores do que os elétrons em uma anã branca. As estrelas de nêutrons formam então um gás de nêutrons degenerados, e a pressão de degenerescência dos nêutrons impede que a estrela continue colapsando desde que sua massa final seja menor do que 3 massas solares.

Se a estrela tiver um campo magnético forte, como se acredita que a maioria das estrelas de nêutrons têm, ela emitirá radiação em dois feixes polares que varrem o espaço à medida que a estrela gira. Se a Terra estiver em uma das direções do feixe, será atingida por pulsos periódicos de radiação, e a estrela de nêutrons será detectada como um pulsar.

Massa inicial maior que 25 massas solares

Para as estrelas muito massivas, a fase de gigante e supergigante são contíguas, sem nenhum evento que marque o início da queima de hélio, do carbono, do oxigênio, do neônio, do magnésio, do silício, e assim sucessivamente, até transformar o núcleo em ferro. Durante esse estágio as estrelas passam pela fase de Wolf-Rayet em que são de brilho variável e têm um envoltório de poeira ejetado pela estrela devido à forte pressão de radiações. Quando o núcleo chega ao ferro e a estrela colapsa, ejetando a maior parte de sua massa como supernova, restará um buraco negro, com massa da ordem de $6 M_{Sol}$, e raio do horizonte de cerca de 18 km.

O raio do horizonte é o raio de uma região esférica, em torno da singularidade central onde o campo gravitacional é tão intenso que nem a luz escapa. É também chamado de raio de Schwarzschild, em homenagem a Karl Schwarzschild, que derivou o seu valor como:

$$r_S = \frac{2GM}{c^2}$$

Onde G é a constante da Gravitação Universal, M é a massa do buraco negro e c é a velocidade da luz no vácuo.

Essa expressão nos mostra que o raio do horizonte de eventos depende apenas da massa do buraco negro, e é diretamente proporcional a ela.

Essa, então, é a origem dos chamados “buracos negros estelares” que correspondem ao estágio final da evolução de estrelas de grande massa inicial, maiores que $25 M_{Sol}$.

O centro do buraco negro é descrito como singularidade gravitacional – uma região onde a curvatura do espaço-tempo se torna infinita, contendo volume zero e densidade infinita. Na simulação seguinte, podemos observar um buraco negro que se encontra com uma estrela e, devido ao seu intenso campo gravitacional, absorve a matéria da estrela e forma um disco de acreção ao seu redor.

Vídeo 4 - Quando uma estrela vagueia próximo de um buraco negro, o intenso campo gravitacional puxa matéria da estrela para seu interior. Fonte: https://svs.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/details.cgi?aid=12005.

Resumo

As estrelas se formam em imensas nuvens moleculares imersas em nebulosas gasosas existentes nas galáxias.

A massa mínima para se formar uma estrela é de aproximadamente 10% da massa do Sol. Sendo a massa inferior a esse valor, forma-se uma anã marrom.

As estrelas situam-se na Sequência Principal enquanto estiverem transformando hidrogênio em hélio no núcleo. Quando as estrelas tiverem todo hidrogênio nuclear convertido em hélio, elas saem da Sequência Principal.

Estrelas com massa entre 0,08 a 0,45 $M_{Sol}$ nunca vão chegar a fundir o hélio, vão se transformar em anãs brancas com núcleo de hélio.

Estrelas com massa entre 0,45 e 8 $M_{Sol}$ se transformam em gigantes vermelhas, queimando hidrogênio em uma casca em torno do núcleo. Quando o hélio nuclear se esgota passam ao ramo das supergigantes, ejetarão uma nebulosa planetária e terminarão a vida como anãs brancas com núcleo de carbono.

Estrelas com massa entre 8 e 25 $M_{Sol}$, depois de esgotarem o hélio no núcleo, fundirão o carbono e sucessivamente neônio, magnésio, silício. Com a formação do núcleo de ferro, na fase de supergigantes, não têm mais como gerar a energia por fusão e explodem como supernovas. Após a explosão a supernova começa a esmaecer e o caroço residual forma uma estrela de nêutrons.

Nas estrelas com massas maiores que 25 $M_{Sol}$ as fases gigante e supergigante são contíguas. Quando o núcleo chega a ferro a estrela colapsa ejetando a maior parte de sua massa como supernova, restando daí um buraco negro.

Referências