0:00:00.906,0:00:03.375
Nós já falamos sobre os ciclos [br]de vida das estrelas

0:00:03.375,0:00:06.344
que possuem aproximadamente[br]a mesma massa do Sol.

0:00:06.344,0:00:10.563
Neste vídeo, eu vou falar mais [br]sobre as estrelas massivas.

0:00:10.563,0:00:12.532
Estrelas massivas.

0:00:12.532,0:00:14.553
Quando falo de estrela massiva,

0:00:14.553,0:00:21.044
me refiro às estrelas com mais de [br]nove vezes a massa do Sol.

0:00:21.044,0:00:27.777
A ideia é basicamente a mesma, começamos [br]com uma grande nuvem de hidrogênio,

0:00:27.777,0:00:34.867
e esta nuvem deve ser maior que as que se [br]condensam para formar estrelas como o Sol.

0:00:34.867,0:00:40.778
Vamos começar com esta, eventualmente a [br]gravidade irá puxar tudo

0:00:40.778,0:00:43.694
e o núcleo dela ficará quente e [br]denso o suficiente

0:00:43.694,0:00:45.048
para o hidrogênio inflamar,

0:00:45.048,0:00:47.382
para o hirogênio começar a se fundir.

0:00:47.382,0:00:50.640
Portanto, isto é hidrogênio [br]e está agora se fundindo.

0:00:50.640,0:00:51.922
Está se fundindo.

0:00:51.922,0:00:55.467
Fusão de hidrogênio, deixe-me [br]escrever assim.

0:00:55.467,0:01:00.512
Temos agora fusão de hidrogênio no centro.

0:01:00.512,0:01:05.866
A fusão está iniciada, e ao redor temos [br]outros materiais da nuvem

0:01:05.866,0:01:09.892
o resto do hidrogênio está tão aquecido,[br]que é como um plasma,

0:01:09.892,0:01:16.190
um tipo de sopa de elétrons e núcleos, [br]não átomos formados como perto do centro.

0:01:16.190,0:01:20.271
Temos uma fusão de hidrogênio, vemos isso[br]acontecer a 10 milhões de Kelvin e

0:01:20.271,0:01:23.207
quero deixar claro que quando [br]falamos de estrelas massivas,

0:01:23.207,0:01:24.843
mesmo neste estágio,

0:01:24.843,0:01:29.589
estamos falando de muita [br]pressão gravitacional,

0:01:29.589,0:01:34.250
mesmo neste estágio, durante a sequência[br]principal da estrela,

0:01:34.250,0:01:38.670
pois ela é mais massiva e [br]irá queimar mais rápido.

0:01:38.670,0:01:43.671
Isso é mais rápido e quente do que [br]algo com a massa do nosso Sol.

0:01:43.671,0:01:46.692
Mais rápido e mais quente.

0:01:46.692,0:01:55.199
Nesta fase, tudo acontece num período[br]menor que uma estrela com a massa do Sol.

0:01:55.199,0:01:59.435
Nosso Sol vive cerca de 10 ou [br]11 bilhões de anos,

0:01:59.435,0:02:02.777
falamos aqui de algo em torno de [br]10 milhões de anos.

0:02:02.777,0:02:05.890
Um período de vida 1000 vezes mais curto.

0:02:05.890,0:02:08.006
De qualquer forma, vamos pensar [br]no que acontece.

0:02:08.006,0:02:10.122
Tudo acontecerá mais rápido,

0:02:10.122,0:02:13.958
porque temos mais pressão, mais [br]gravidade, mais temperatura,

0:02:13.958,0:02:20.147
mas isso vai acontecer, basicamente, [br]igual às estrelas com a massa do Sol.

0:02:20.147,0:02:26.333
Eventualmente, o hidrogênio irá[br]se fundir em um núcleo de hélio,

0:02:26.333,0:02:31.574
este será envolvido por uma casca [br]de hidrogênio, hidrogênio fundido,

0:02:31.574,0:02:35.801
e ao redor dele temos o resto da estrela -[br]deixa eu marcar isso.

0:02:35.801,0:02:41.488
Este aqui é o núcleo de hélio

0:02:41.488,0:02:44.493
e cada vez mais e mais hélio será formado

0:02:44.493,0:02:46.878
à medida que o hidrogênio [br]da casca se funde,

0:02:46.878,0:02:50.007
e isso, em uma estrela com a [br]massa do nosso Sol,

0:02:50.007,0:02:52.516
este é o ponto em que é uma[br]gigante vermelha.

0:02:52.516,0:02:58.837
Porque seu núcleo começa a ficar cada[br]vez mais denso e mais hélio é produzido,

0:02:58.837,0:03:01.200
e conforme vai ficando mais denso,

0:03:01.200,0:03:03.925
há mais pressão gravitacional[br]sendo exercida sobre

0:03:03.925,0:03:09.916
a casca de hidrogênio para onde ainda[br]está acontecendo a fusão,

0:03:09.916,0:03:16.836
liberando mais energia e empurrando para[br]fora o raio da estrela.

0:03:16.836,0:03:21.617
Conforme avançamos no processo, você vai[br]perceber que a estrela fica mais massiva

0:03:21.617,0:03:25.135
e vamos ter mais elementos pesados sendo[br]formados no núcleo.

0:03:25.135,0:03:28.818
Esses elementos pesados, assim como a [br]estrela, ficam mais densos

0:03:28.818,0:03:31.217
e eventualmente ajudarão a[br]inflamar o núcleo,

0:03:31.217,0:03:37.872
pois o núcleo está mais denso e o material[br]é empurrado para fora com mais energia.

0:03:37.872,0:03:42.582
Embora a estrela seja massiva, ela não[br]será empurrada como uma

0:03:42.582,0:03:45.993
gigante vermelha, numa gigante vermelha[br]com um tipo de Sol como estrela,

0:03:45.993,0:03:48.926
mas vamos pensar em como [br]esse padrão vai continuar.

0:03:48.926,0:03:52.594
Eventualmente o hélio vai ficar [br]denso o bastante para

0:03:52.594,0:03:57.920
inflamar e se fundir em carbono e teremos[br]a formação de um núcleo de carbono.

0:03:57.920,0:04:03.858
Este é o núcleo de carbono, ao redor dele[br]temos um núcleo de hélio,

0:04:03.858,0:04:05.776
um núcleo de hélio,

0:04:05.776,0:04:10.420
e próximo ao centro deste temos uma [br]casca de hélio se fundindo

0:04:10.420,0:04:11.884
hélio, não hidrogênio,

0:04:11.884,0:04:15.664
se transformando em carbono, tornando[br]o núcleo de carbono mais quente e denso,

0:04:15.664,0:04:18.090
ao redor dele temos a fusão do hidrogênio,

0:04:18.090,0:04:21.517
fusão de hidrogênio, temos [br]que ter cuidado,

0:04:21.517,0:04:27.174
e ao redor dela temos o resto da estrela.

0:04:27.174,0:04:29.423
Esse processo continuará,

0:04:29.423,0:04:31.984
eventualmente esse carbono vai [br]começar a se fundir

0:04:31.984,0:04:34.686
e você terá elementos mais pesados[br]formados no núcleo.

0:04:34.686,0:04:39.671
Essa é uma figura do Wikipédia de [br]uma estrela massiva madura,

0:04:39.671,0:04:43.446
as cascas de elementos mais pesados [br]continuam se formando

0:04:43.446,0:04:47.904
até que o núcleo desse elementos pesados,[br]eventualmente, forme o ferro

0:04:47.904,0:04:50.923
e estamos falando particularmente

0:04:50.923,0:04:54.007
do ferro-56, que possui massa atômica 56.

0:04:54.007,0:04:59.843
Na tabela periódica, 26 é o número [br]atômico, é a quantidade de prótons,

0:04:59.843,0:05:04.251
56 é a quantidade de prótons e neutrons

0:05:04.251,0:05:05.923
embora não seja exata,

0:05:05.923,0:05:12.239
mas nesse ponto não há mais energia[br]para a fusão do ferro.

0:05:12.239,0:05:17.161
Fundir o ferro em elementos mais [br]pesados requer energia

0:05:17.161,0:05:19.530
e isso, na verdade, é um [br]processo endotérmico,

0:05:19.530,0:05:23.617
então a fusão do ferro não ajudará [br]na sustentação do núcleo.

0:05:23.617,0:05:28.933
Para deixar bem claro, é assim que os [br]elementos mais pesados são formados

0:05:28.933,0:05:30.908
começamos com o hidrogênio,

0:05:30.908,0:05:35.258
o hidrogênio se funde em hélio, o hélio[br]em carbono e todas essas coisas

0:05:35.258,0:05:40.852
em várias combinações, não vou detalhar, [br]fundem-se em elementos mais pesados

0:05:40.852,0:05:43.451
néon, oxigênio, que você pode [br]ver bem aqui, silicone,

0:05:43.451,0:05:48.181
estes não são os únicos elementos [br]formados, mas são os principais,

0:05:48.181,0:05:51.573
ao longo do caminho você terá outras [br]coisas como lítio, berílio, boro,

0:05:51.573,0:05:53.849
entre outros.

0:05:53.849,0:05:57.944
É assim que você forma elementos[br]a partir do ferro 56,

0:05:57.944,0:06:03.601
e é assim que você forma também[br]o níquel 56, para ser exato.

0:06:03.601,0:06:06.109
Haverá também uma parte de níquel 56,

0:06:06.109,0:06:08.245
que possui a mesma massa do ferro 56

0:06:08.245,0:06:11.267
só que ele tem dois nêutrons a menos[br]e dois prótons a mais.

0:06:11.267,0:06:17.393
O níquel 56 também pode formar[br]um núcleo de níquel e de ferro,

0:06:17.393,0:06:19.919
mas isto é o quão distante a[br]estrela pode chegar,

0:06:19.919,0:06:22.695
independentemente da massa,

0:06:22.695,0:06:28.493
pelo menos através da fusão e do mecanismo[br]de ignição tradicionais.

0:06:28.493,0:06:29.933
Vou parar por aqui

0:06:29.933,0:06:33.194
para que você possa pensar sobre o que[br]acontece em seguida

0:06:33.194,0:06:36.455
agora que essa estrela não pode[br]mais se fundir.

0:06:36.455,0:06:39.280
Na verdade, o que vamos [br]ter é uma Supernova.

0:06:39.280,0:06:41.000
Legendado por: [Karina Borges]