Unidade I - Evolução Estelar e os Elementos Químicos

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Introdução à 
Astronomia 
e à Astrofísica
Material Teórico
Responsável pelo Conteúdo:
Prof. Dr. Jaime Sandro da Veiga
Profa. Ms. Rachel Zuchi Faria
Revisão Textual:
Prof. Esp. Claudio Pereira do Nascimento
Evolução Estelar e os Elementos Químicos
• Introdução
• O Meio Interestela
• O Nascimento das Estrelas
• Mecanismo de Kelvin- Helmholtz
• A Evolução Estelar com a Estrela na Sequência Principal
• Ciclo p-p
• Ciclo CNO
• Limite de Schönberg-Chandrasekhar
• Evolução Estelar: Estágios Finais de uma Estrela
• Estágio Gigante Vermelha
• Reação Triplo-Alfa
• Estágio de Supergigante Vermelha
• Fotodesintegração
• Processo Urca
• Supernovas do tipo I
• Os Outros Elementos Químicos Depois do Ferro
• Pulsares
• Limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff
• Estrela de Wolf-Rayet
• Buraco Negro
• Os Elementos Químicos Sintetizados nas Estrelas
 · Elucidar o processo de evolução estelar abordando os processos 
básicos da produção dos elementos químicos.
OBJETIVO DE APRENDIZADO
Evolução Estelar e os
Elementos Químicos
Orientações de estudo
Para que o conteúdo desta Disciplina seja bem 
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da sua rotina. Por exemplo, você poderá determinar um dia e 
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Organize seus estudos de maneira que passem a fazer parte 
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UNIDADE Evolução Estelar e os Elementos Químicos
Introdução
Como os átomos surgiram? Quais processos são necessários para se produzir átomos? Onde 
são produzidos e em quais circunstâncias?Ex
pl
or
Hoje já se sabe que as estrelas são verdadeiras “fábricas” de elementos químicos. 
Todos os elementos químicos são produzidos em estrelas, exceto o hidrogênio. O 
hidrogênio, assim como o hélio e pequenas quantidades de lítio, foram produzidos 
no momento do Big Bang, porém o hélio e o lítio também são produzidos em 
estrelas. Saber como ocorre esse processo de formação nada mais é do que 
entender a nossa própria origem. É começar a responder a grande pergunta: 
• De onde viemos?
Para começarmos a entender como ocorreram esses processos de formação 
de estrelas e de elementos químicos, temos de começar a discorrer sobre o meio 
interestelar, o local onde as estrelas são formadas.
O Meio Interestelar
O meio interestelar é toda a matéria e a radiação que preenche o espaço que existe 
entre as estrelas de uma galáxia. A matéria é composta por gases monoatômicos, 
moleculares e gases ionizados somados à poeira e aos raios cósmicos, que são 
partículas subatômicas de altíssimas energias, elementares ou não, em sua maioria 
prótons. Os raios cósmicos chegam de todas as direções e são oriundos da atividades 
do cosmo circundante ao ponto de observação. Entre uma galáxia e outra, o meio 
interestelar declina sua densidade de forma suave, mas ficando bem mais rarefeito 
do que na imediação da galáxia. Considerando somente a energia sem fazermos 
referência explicitamente à matéria, denomina-se campo de radiação interestelar 
a energia existente no interior de um volume imaginário considerado no espaço. 
Esse campo é de origem eletromagnética e possui uma vasta gama de frequências, 
cobrindo, sem exagero, todo o espectro eletromagnético. Contudo, as ondas de 
frequências mais energéticas, como os raios X e os raios gama, são as que aquecem 
o meio interestelar com mais intensidade.
Quando são observadas as nebulosas, com grandes formações de estruturas, 
seu colorido no espectro visível é magnifico. As cores das luzes espalhadas são 
resultantes da interação da radiação com a matéria interestelar. Dependendo da 
composição das partículas do meio, do tamanho das partículas em relação ao 
comprimento de onda da radiação, da densidade do meio, as cores da radiação 
espalhada irão variar. Mas certamente podemos afirmar que o tipo de interação 
entre a matéria e a radiação não depende entre a distância da fonte de radiação e 
a localização do meio de absorção.
8
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O meio interestelar, contudo, por ser um absorvedor e, ao mesmo tempo, um 
espalhador de radiação, é responsável por uma diminuição da magnitude da estrela 
(ela é observada com um brilho mais fraco) e a poeira desvia e espalha mais a luz 
vermelha do que as outras, o que faz uma estrela que está envolta em um meio 
interestelar cheio de poeira parecer mais vermelha.
Comparados com as situações que encontramos na Terra, o meio interestelar é 
extremamente rarefeito. A matéria é encontrada na forma molecular nas regiões 
mais densas e frias. Ainda assim, as densidades são baixas e são da ordem de um 
milhão de moléculas por cm3, muito baixas comparadas com a densidade do ar 
atmosférico ao nível do mar (1019 moléculas por cm3). Na situação em que o meio 
interestelar está quente e rarefeito, a matéria esta ionizada na forma de plasma 
(mistura de cargas elétricas e gases). A densidade é ainda menor: cerca de 10−4 
íons por cm3! Já 99% da massa do meio interestelar é composta por gases e 1% 
é composta de poeira (BOULANGER, F.; COX, P.; JONES, A. P, 2000). O meio 
interestelar desempenha um papel crucial em astrofísica já que situa-se na escala 
entre as estrelas e galáxias. As estrelas são formadas nas regiões mais densas do 
meio interestelar, nas nuvens moleculares e restaura o meio com matéria e energia. 
Essa interligação entre as estrelas e o meio interestelar colabora na determinação 
da taxa em que uma galáxia consome seu próprio gás, o que é análogo a dizer que 
é a determinação do tempo de vida de formação de uma estrela ativa.
A matéria que existe no meio interestelar é cerca de 10% de toda a massa 
da Galáxia. Assim, 90% da massa da galáxia está contida em estrelas e outras 
estruturas e 10% da matéria interestelar é formada por poeira. A massa está 
dividida em 70% de hidrogênio, 28% de hélio e 1.5% elementos mais pesados.
O meio interestelar contém tipicamente um átomo por centímetro cúbico e 100 
grãos de poeira por quilometro cúbico (OLIVEIRA FILHO; SARAIVA).
Há várias situações a ser consideradas: se os gases são atômicos, moleculares 
ou iônicos; se a matéria é quente ou fria; se sua densidade é alta ou baixa. O gás 
interestelar é composto de hidrogênio (91%) e hélio (9%) em ordem decrescente 
de abundância em números, e oxigênio, nitrogênio, traçosde carbono, 
hidrocarbonetos e moléculas orgânicas complexas, em quantidades bem menores 
(0,1%) se comparadas à quantidade de hidrogênio. As pressões térmicas equilibram 
grosseiramente essas fases entre si, porém, quando há movimentações de cargas 
elétricas, há a geração de intensas correntes elétricas, gerando fortíssimos campos 
magnéticos que irão acelerar outras cargas e produzirão movimentos altamente 
turbulentos, alterando a estrutura das imediações dessas movimentações de matéria.
Já os grãos de poeira interestelar são grosseiramente classificados em cinco 
categorias: 1) grãos de gelo; 2) grãos de grafite, incluindo os que têm capa de gelo; 
3) partículas de Platt (grandes agregados moleculares); 4) partículas metálicas e 5) 
silicato de ferro e partículas de quartzo. 
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UNIDADE Evolução Estelar e os Elementos Químicos
100
nanometros
capa de
gelo
gra�tes e
silicatos
Figura 1 − Ilustração de poeira interestelar
A matéria tem a tendência de se agrupar em regiões no meio interestelar, 
por estar submetida a diversas interações, como a gravitacional (atração entre 
grandes porções de massa), eletromagnéticas (entre duas cargas elétricas ou entre 
cargas elétricas e campos magnéticos gerados por correntes elétricas), entre spins 
(grandeza observável de natureza quântica que suporta as ligações químicas entre 
átomos e moléculas) e outras interações mais complexas de natureza nuclear. 
As nebulosas são imensas nuvens de gás, poeira e moléculas contendo vários 
anos-luz de extensão.
A imagem a seguir mostra a nebulosa de Órion, a M42, a mais conhecida de 
todas as nebulosas, talvez por ser o berçário de estrelas mais próximo da Terra. Ela 
está a aproximadamente 1500 anos-luz de distância: 
Figura 2 − Nebulosa de Órion
Fonte: iStock/Getty Images
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Por observações astronômicas, pode-se afirmar que no espaço interestelar 
existem regiões onde a matéria é bem escassa ou rarefeita e regiões onde a matéria 
se acumula formando grandes objetos chamados nebulosas, contendo até milhões 
de vezes a massa solar. São essas regiões bem povoadas de gases, poeiras e 
moléculas que têm as características necessárias para o nascimento de uma estrela.
O Nascimento das Estrelas
Uma estrela tem seu início em uma nebulosa. A nebulosa pode sofrer um 
processo de fragmentação, formando os glóbulos de Bok.
Figura 3 − Glóbulos de Bok
Fonte: Wikimedia Commons
O processo de nascimento se dá por atração gravitacional. O gás da nebulosa se 
dirige ao ponto onde a intensidade gravitacional é maior, conhecido como centro 
de gravidade. A matéria quando está se dirigindo para esse centro de gravidade 
começa a ganhar energia cinética, pois está sofrendo a ação da força gravitacional. 
Pela segunda lei de Newton, sob a ação de uma força resultante externa, um 
objeto é acelerado, com um consequente aumento de sua energia cinética. Com os 
choques entre as partículas, começa então a transformação de energia cinética em 
energia térmica e luminosa, ou seja, o gás começa a aumentar a sua temperatura 
e, com isso, a emitir luz. 
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UNIDADE Evolução Estelar e os Elementos Químicos
O gás vai se acumulando no centro de gravidade e favorecendo ainda mais a atra-
ção gravitacional. Logo, o gás vai tomando a forma esférica, que é a forma de menor 
energia potencial para o gás nessas condições. A isso se dá o nome de protoestrela.
 Uma Região HII é uma nuvem de gás Hidrogênio na forma molecular (HII é 
molecular e HI é monoatômico e neutra) aquecido e de baixa densidade, misturado 
com cargas elétricas, de maneira a formar um plasma (Devemos frisar que quando 
um astrônomo utiliza algarismos romanos para se referir a nuvens gasosas, ele está 
se referindo a gases neutros, mesmo que possa estar misturado com outros íons, 
formando um plasma). Sua extensão é enorme, da ordem de centenas de anos-
luz, podendo formar uma ou mais estrelas. Uma região HII brilha por emissão 
de radiação, justamente ao ocorrer a mistura da nuvem de hidrogênio molecular 
neutro com hidrogênio ionizado. As regiões HII são nuvens moleculares gigantes 
que emitem grandes quantidades de radiação ultravioleta, que é um tipo de radiação 
ionizante (sabemos disso de maneira intuitiva sempre que aplicamos protetor solar 
à pele), que irá aquecer o gás. A Nebulosa de Órion é uma região HII. 
Como já foi mencionado, o hidrogênio pode ficar na forma atômica fria (HI) ou 
na forma molecular (HII). Em 1944, H. Van de Hulst percebeu que o hidrogênio 
atômico na forma HI emite na banda do rádio no comprimento de onda de 21,1cm 
com frequência de 1420.4 MHz. Esse valor da frequência indicam temperaturas do 
gás hidrogênio neutro com valores entre 100K a 3000K.
O átomo de hidrogênio decai para o estado de menor energia, quando o spin 
do elétron se anti-alinha com o spin do próton, ocorre um flip de spin do estado 
alinhado (paralelo) para o estado anti-alinhado, cujo gap de energia entre os dois 
estados é exatamente o correspondente ao comprimento de onda de 21cm. A 
transição é pouco provável de ocorrer, ocorre principalmente pela interação como 
os campos magnéticos gerados pela ionização da nuvem e os elétrons e prótons 
dos átomos de hidrogênio neutron, o conhecido espiralamento de cargas com 
movimentação dentre de campos magnéticos. À baixa probabilidade de transição 
associa-se um intervalo de tempo de transição de cerca de milhões de anos para a 
ocorrência. Portanto, trata-se de uma transição rara. Em Estatística, compensa-se 
o tempo longo de transição, levando-se em conta um número enorme de átomos. 
Logo, como há grandes nuvens de HI (em nossa Galáxia, há aproximadamente 
três bilhões de massas solares de hidrogênio atômico), sua detecção é fácil pelos 
radiotelescópios, essa radiação é a radiação da linha de 21cm. 
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Figura 4 − Discos de proto-planetários na nebulosa de Órion
Fonte: Acervo do Conteudista
Figura 5 − Estrelas jovens
Fonte: Deborah Padgett, IPAC/Caltech
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UNIDADE Evolução Estelar e os Elementos Químicos
No conjunto de imagens anterior, vemos estrelas se formando e, ao redor, uma 
nebulosidade em forma de disco que aumenta seu brilho continuamente em direção 
à estrela e diminui no sentido oposto, afastando-se da estrela. Uma parte desse 
material provavelmente irá formar um sistema planetário, como aconteceu com o 
Sol (estrela) e o nosso sistema planetário.
Mecanismo de Kelvin- Helmholtz
 Trata-se de um processo astronômico, originalmente proposto por Kelvin e 
Helmholtz no final do século XIX para explicar a fonte de energia do Sol, que 
ocorre quando a superfície de uma estrela ou planeta sofre resfriamento, o que 
lhe impõe uma queda de pressão, fazendo com que a estrela ou planeta encolha. 
Ao encolher, o objeto astronômico tem seu núcleo aquecido como consequência 
do encolhimento. Em Júpiter, Saturno e nas anãs marrons, esse aquecimento é 
elevado, mas não o suficiente para fazer fusão nuclear. Porém, Júpiter irradia mais 
energia assim do que a que recebe do Sol. 
No caso da protoestrela, ela continua a se contrair. Essas contrações aumentam 
a temperatura em seu interior porque a energia cinética é transformada em energia 
térmica, ou seja, durante um tempo a protoestrela produz luz própria, mas essa 
luz não é produto de fusões nucleares e sim produto da contração e colisão das 
partículas de gás. Protoestrelas nesse estágio são chamadas de T Tauri.
Chega um ponto em que a temperatura é tal que os elétrons escapam dos seus 
átomos, pois a energia é superior a de ligação do elétron com o núcleo. É o que 
pode ser chamado de ionização, considerando que a maior quantidade de matéria 
no interior da protoestrela é de hidrogênio, então agora existirão muitos elétrons e 
prótons livres no interior da protoestrela, e esse estado da matéria é chamado de 
plasma, que é a mistura de gás com cargas elétricas.
Os prótons têmcarga elétrica positiva, o que indica que prótons, em geral, não 
chegam muito perto de outros prótons, pois ocorre uma forte repulsão elétrica entre 
eles. Porém, em altas temperaturas, por tunelamento quântico e pela força nuclear 
forte, que atua com intensidade muito alta mas em distâncias muito pequenas, 
os prótons podem realizar fusão, transformando-se em hélio (é claro que essa 
fusão não ocorrerá sem presença de nêutrons, daí o papel importante da força 
nuclear forte como força de coesão nuclear, uma vez que nêutrons não interagem 
eletricamente com prótons ou com outros nêutrons).
O tunelamento quântico é o fenômeno no qual a partícula pode atravessar uma 
barreira classicamente proibida, mesmo que não tenha energia suficiente para isso. 
(COMISSÃO DE CULTURA E EXTENSÃO, IF – TEC, 2014).
A força nuclear forte é uma força que é superior à força de repulsão de natureza 
elétrica entre as partículas. Ela explica, por exemplo, como o núcleo do átomo 
de oxigênio consegue ficar coeso mesmo tendo prótons muito próximos uns dos 
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outros. Essa força age como uma “cola” no núcleo atômico mantendo tudo unido, 
embora sua ação se restrinja a distâncias muito pequenas, distâncias da ordem do 
raio de núcleos (distâncias menores que 7x10-15 m). 
O processo em que prótons interagem fazendo fusão ganha o nome de fusão 
termonuclear e é o marco do início da vida das estrelas. Então, considera-se que 
uma estrela nasceu quando as primeiras fusões termonucleares são produzidas em 
seu interior.
A quantidade de matéria que está sendo acrescentada no momento da formação da 
protoestrela é o principal fator que ditará a vida e a maneira como a estrela morrerá.
A Evolução Estelar com a Estrela na 
Sequência Principal
Figura 6 − O Diagrama H-R (Hestzprung-Russel) ou Diagrama de Cor-Magnitude
Fonte: http://astro.if.ufrgs.br
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UNIDADE Evolução Estelar e os Elementos Químicos
H. Rosenberg publicou em 1910 um diagrama apresentando um gráfico da 
magnitude aparente de estrelas no aglomerado das Plêiades versus as intensidades 
das linhas K do Cálcio e de duas linhas de Balmer do Hidrogênio. As linhas 
espectrais escolhidas servem de aproximação para a temperatura da estrela, uma 
antiga forma de classificação espectral. A magnitude aparente de estrelas em 
um mesmo aglomerado é equivalente à magnitude absoluta, de forma que esse 
diagrama é, na verdade, um gráfico da luminosidade versus temperatura.
O diagram H-R foi criado no mesmo ano de 1910 por E. Hertzsprung e H. N. 
Russell e representa um passo fundamental na compreensão da evolução estelar. 
Uma estrela está na sequência principal quando começa o processo de fusão 
termonuclear.
A fusão termonuclear é um processo em que muita energia é liberada para a 
estrela. Essa energia é usada tanto para sustentar o próprio processo de fusão, 
mantendo a temperatura suficiente para que ele ocorra, como também para 
estabilizar a estrela que está sempre sendo comprimida pela ação gravitacional. 
A fase de sequência principal pode durar mais, ou menos, dependendo da massa 
que a estrela possui. Quanto mais massa a estrela tiver menos ela viverá e, o oposto 
é verdadeiro, quanto menos massa ela possuir, mais ela viverá.
Tabela 1: Tempo de permanência na sequência principal
Tipo Espectral Massa/Msolar Tempo na sequência principal
O5 40 1 milhão
B0 16 10 milhões
A0 3,3 500 milhões
F0 1,7 2,7 bilhões
G0 1,1 9 bilhões
K0 0,8 14 bilhões
M0 0,4 200 bilhões
Fonte: João Steiner, Departamento de Astronomia. Instituto de Astronomia, Geofisica e Ciencias Atmosfericas-IAG-USP. 
Astronomia: Uma visão Geral I - Pgm 26 – “Estrelas: da adolescência à velhice.”
Na sequência principal, a estrela irá realizar fusão termonuclear transformando 
hidrogênio em hélio. Existem dois mecanismos que explicam esse processo de 
fusão: O ciclo próton-próton (p-p) e o ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio (CNO).
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Ciclo p-p
Figura 7 − Ciclo próton-próton
Fonte: Wikimedia Commons
Na cadeia p-p, vemos que o processo se inicia com a fusão de dois prótons 
dando origem a um átomo de hidrogênio pesado, o deutério (próton + nêutron), 
além de um pósitron e um neutrino. O pósitron (antipartícula do elétron) colidirá 
com um elétron e se aniquilará gerando radiação gama; o neutrino sai da estrela 
rapidamente e o deutério irá capturar outro próton gerando 3He e liberando raios 
gama. O 3He colidirá com outro 3He e irá gerar o 4He liberando dois prótons que 
depois irão entrar em outro ciclo p-p.
Importante!
Nesse processo vemos que quatro prótons são transformados em um núcleo de hélio 
liberando grande quantidade de energia.
Em Síntese
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UNIDADE Evolução Estelar e os Elementos Químicos
Ciclo CNO
Figura 8 − Ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio
Fonte: Wikimedia Commons
1. Ocorre a fusão de um próton com um núcleo de carbono 12, o que gera 
raios gama e um núcleo de 13N.
2. O 13N é instável e decai para 13C liberando um pósitron e um neutrino. 
Posteriormente, o pósitron colidirá com um elétron e ocorrerá a aniquilação 
de matéria - antimatéria gerando raios gama. 
3. O 13C se funde com outro próton produzindo 14N e liberando raios gama.
4. O 14N se funde com um próton produzindo 15O e liberando raios gama.
5. O 15O é instável e decai para 15N liberando um pósitron e um neutrino. 
O pósitron encontrará posteriormente um elétron e se aniquilarão 
mutuamente gerando raios gama. 
6. O 15N se funde com um próton formando o 4He e 12C. O 12C dará início a 
um novo processo de fusão.
Os dois processos descritos acima mostram o hidrogênio como combustível e o 
hélio como cinzas da combustão. Em ambos os processos, são liberadas grandes 
quantidades de energia. Mas qual dos dois métodos é adotado pelas estrelas? 
Depende da temperatura no núcleo. 
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Figura 9 − Taxa de geração de energia (erg/g/s) x Temperatura (K)
Fonte: Acervo do Conteudista
No gráfico anterior, vemos que as estrelas podem usar apenas o ciclo p-p ou 
usar ambos os processos de fusão, o p-p ou o CNO, tudo depende da temperatura 
em que se encontra seu núcleo.
O ciclo p-p inicia-se numa temperatura próxima a 4x106 K e, dentro de uma 
faixa que varia até a uma temperatura de aproximadamente 12x106 K, ele é a 
única fonte de energia. A partir de 12x106 K, o ciclo CNO se inicia e então os 
dois ciclos contribuem para a formação de energia para a estrela. A temperatura 
no núcleo do Sol, por exemplo, permite que os dois processos ocorram, porém, o 
processo que mais contribui para a produção de energia é o ciclo p-p.
Podemos notar também que o ciclo CNO é muito mais sensível à temperatura do 
que o ciclo p-p, liberando muito mais energia quando a temperatura aumenta. Dessa 
forma, estrelas com mais massa que o Sol produzem energia preferencialmente 
pelo ciclo CNO e produzem muito menos pelo ciclo p-p.
A estrela segue então na linha do tempo na sequência principal, queimando 
hidrogênio e transformando em hélio, com a respectiva produção de energia nesse 
processo. Com o passar do tempo, o hidrogênio vai esgotando sua massa no 
núcleo da estrela. 
Existe um limite para a queima de hidrogênio na sequência principal, ultrapas-
sando esse limite a estrela sai da fase dessa sequência. Esse limite se chama limite 
de Schönberg-Chandrasekhar.
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UNIDADE Evolução Estelar e os Elementos Químicos
Limite de Schönberg-Chandrasekhar
O limite de Schönberg-Chandrasekhar diz que uma estrela fica na sequência 
principal até ela queimar por volta de 9% de sua massa de hidrogênio em hélio no 
seu núcleo.
Quando uma estrela atinge esse limite, ela passa então para o seu próximo 
estágio de evolução estelar.
Evolução Estelar: Estágios Finais 
de uma Estrela
Para explicar de uma maneira mais efetiva a evolução estelar, é importante 
separar as estrelas em grupos determinados por suas massas,porque a partir deste 
momento a massa da estrela será o principal fator que influenciará seu destino. A 
exceção são estrelas que estão em sistemas binários ou múltiplos, já que estrelas 
nessas condições têm na sua evolução a influência das estrelas pares vizinhas. 
Figura 10 − Mário Schönberg
Fonte: Wikimedia Commons
Figura 11 − Subramanyan Chandrasekhar
Fonte: Wikimedia Commons
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Como referência para a massa, foi adotado o modelo divulgado por Oliveira 
Filho e Saraiva (2017). Esses limites ainda são muito discutíveis, pois existem outros 
fatores que também influenciam na evolução estelar.
Estrelas com 0,08<M<0,45Msolar
Estrelas com 0,45<M<8Msolar
Estrelas com 8<M<25Msolar
Estrelas com 25<M<100Msolar
Protoestrela Gigante vermelha
H Hc [Ho]
0.
08
<M
<0
,4
5 M
 so
l
Figura 12 − Estrelas com massa estre 0,08 e 0,45 massa solar
Estrelas com essa faixa de massa ainda não estão na fase de gigante vermelha, 
porque teoricamente a fase de sequência principal para essas estrelas dura mais do 
que a idade do universo, ou seja, todas as estrelas conhecidas dentro dessa faixa de 
massa ainda estão na sequência principal.
Protoestrela Gigante vermelha
Nebulosa 
Planetária Anã Branca
H Hc
0,
45
<M
<8
 M
so
l
Ho C,O [C,O]
Figura 13 − Estrelas com massa estre 0,45 e 8 massas solares
Estágio Gigante Vermelha
A estrela quando atinge o limite de Schönberg-Chandrasekhar sai da sequência 
principal, aumentando rapidamente seu tamanho e se tornando uma gigante vermelha.
Vejamos a estrutura de gigante vermelha para essas estrelas.
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UNIDADE Evolução Estelar e os Elementos Químicos
Figura 14 − Estrutura de Gigante vermelha
Fonte: Acervo do Conteudista
A estrela expande porque o núcleo tem praticamente só hélio. O hélio não está 
fazendo fusões termonucleares e não está produzindo energia, então quando o 
núcleo chega ao limite de Schönberg-Chandrasekhar, começa a contrair-se. 
Com a contração do núcleo, ele e a região ao seu redor vão aumentando 
rapidamente sua temperatura, fazendo com que a região próxima ao núcleo 
chegue à temperatura necessária para realizar a fusão do hidrogênio em hélio. Por 
essa fusão estar ocorrendo numa parte mais externa, a luminosidade da estrela 
aumenta. Esse aumento da luminosidade e pressão de radiação faz com que as 
partes externas a essa estrela sofram um processo de expansão. 
Com a expansão, a temperatura das regiões mais externas da estrela vai dimi-
nuindo e a estrela ganha um tom avermelhado, daí vem seu nome gigante vermelha.
O núcleo, agora mais quente e mais comprimido, pode atingir a temperatura 
de 1x108 K e com essa temperatura passa a fundir hélio em carbono numa fusão 
termonuclear chamada triplo-alfa.
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Reação Triplo-Alfa
4He
4He
4He
12C
8Be
γ γ
γProton
Neutron
Gamma Ray
Figura 15 − Reação triplo-alfa
Fonte: Wikimedia Commons
Nessa fusão vemos que três núcleos de hélio então envolvidos para produzir carbo-
no 12. A fusão do hélio ocorre com o mesmo princípio básico da fusão do hidrogênio. 
Vemos que dois núcleos de hélio se fundem e produzem raios gama e o 8Be. 
O 8Be é instável e pode decair formando de novo dois núcleos de hélio, porém se 
um núcleo de 8Be sofrer fusão com mais um núcleo de hélio é produzido o 12C e 
liberado energia na forma de radiação gama.
Estrelas mais massivas que o Sol, até oito massas solares, podem fundir o 12C com 
outro núcleo de hélio e produzir o 16O e até outros elementos mais pesados como 
neônio e magnésio, porém o Sol não realizará esse processo porque a temperatura 
em seu núcleo não será alta o suficiente para realizar a fusão do carbono. 
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UNIDADE Evolução Estelar e os Elementos Químicos
CAROCO
QUEIMANDO
HIDROGÊNIO
CAMADA
QUEIMANDO
HIDROGÊNIO
CAROCO DE
HÉLIO INERTE
FASE DE GIGANTE
VERMELHA
ESTERLA NA
SEQUÊNCIA PRINCIPAL
CAMADA
QUEIMANDO
HIDROGÊNIO
CAROCO
QUEIMANDO
HÉLIO
CAMADA
QUEIMANDO
HIDROGÊNIO
CAROCO DE
CARBONO E
OXIGÊNIO
CAMADA
QUEIMANDO
HÉLIO
RAMO ASSINTÓTICO
DE GIGANTESRAMO HORIZONTAL
Figura 16 − Estágios pelos quais a região central de uma estrela passa 
ao longo de sua evolução (sequência principal até o ramo assintótico)
Chegará um ponto em que a quantidade de fusões do hidrogênio e do hélio no 
núcleo não será mais suficiente para manter a estrela em equilíbrio. Nesse momen-
to, a estrela não tem grandes fontes de energia em seu núcleo e por isso este come-
ça a contrair-se, fazendo com que a estrela entre na fase de supergigante vermelha.
Essa nova contração não vai conseguir fazer o núcleo atingir um novo patamar 
de temperatura para iniciar um novo ramo de fusões nucleares, porque a ação 
gravitacional não vai ser grande o bastante, já que ela não tem massa suficiente.
O ramo de supergigante vermelha vai ser seguido por uma série de pulsos de 
energia liberada pelas reações triplo-alfa no núcleo. Os últimos pulsos irão fazer 
com que ocorra uma liberação da matéria das camadas externas para o meio 
interestelar, formando a nebulosa planetária.
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Figura 17 − Nebulosa planetária
Fonte: iStock/Getty Images
Nessa imagem, vemos a nebulosa ejetada pela estrela. Esse tipo de nebulosa 
recebe o nome de “nebulosa planetária” porque William Herschel, ao ver esses 
objetos, imaginou que fosse uma estrela que tinha ao seu redor uma nebulosidade 
que futuramente iria criar um sistema planetário.
Outro provável motivo para que essa nebulosa receba esse nome é o de que, 
olhando por um telescópio, essas formas podem parecer planetas. Hoje sabemos 
que essa nebulosa marca o fim da vida de uma estrela.
A nebulosa planetária aos poucos vai se dissipando porque os gases tendem a se 
espalhar para o meio interestelar. O núcleo continuará a se comprimir até chegar 
a um limite em que a compressão não será mais possível. Essa barreira para a 
compressão é chamada de Princípio de Exclusão de Pauli e é um fenômeno que 
ocorre na escala quântica.
O princípio de exclusão de Pauli é um princípio da mecânica quântica formulado 
por Wolfgang Pauli em 1925. Ele afirma que dois férmions idênticos não podem 
ocupar o mesmo estado quântico simultaneamente. Basicamente, esse princípio 
diz que os elétrons em um átomo só podem ocupar um orbital com outro elétron 
se este possuir um spin com componente z contrária a do primeiro elétron. 
O que ocorre no núcleo da estrela é que os elétrons, no momento da compressão 
pela gravidade, começam a ocupar todos os estados quânticos, até o momento em 
que não permitem mais a compressão. A compressão então cessa em um equilíbrio 
entre a força gravitacional e a força de degenerescência.
Nesse estado diz-se que os elétrons estão degenerados. O resultado é o núcleo 
da estrela, geralmente composto em sua maior parte por carbono comprimido até 
mais ou menos o tamanho do planeta Terra, com uma densidade por volta de 106 
g/cm3. Quando o resto da estrela que não virou nebulosa planetária chega a esse 
estágio, ela é chamada de anã branca.
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UNIDADE Evolução Estelar e os Elementos Químicos
As anãs brancas brilham, porém elas não fazem mais reações termonucleares. A 
radiação emitida é resultado da energia que foi acumulada quando a estrela ainda 
produzia energia. 
Elas vão esfriando com o passar do tempo até chegar ao passo final que seria 
a de anã negra. Porém o tempo necessário para isso ocorrer excede a idade do 
universo, dessa forma nenhuma anã negra jamais foi observada. 
Existe um limite para a massa que uma anã branca pode ter. Esse limite chama- 
-se Limite de Chandrasekhar. 
0
0
1
2
0.5 1.0 1.5
o raio de uma anã branca 
diminui com sua massa até 
o limite de Chandrasekhar.
Limite de Chandrasekhar
(M=1.4 M�)
MASSA (M�) 
RAIO (R ⊕)
Figura 18 − Relação massa-raio para anãs brancas
Fonte: Acervo do ConteudistaO limite de Chandrasekhar diz que a massa máxima que uma anã branca pode 
possuir é de 1,4 vezes a massa solar. Esse limite nada mais é do que a compressão 
máxima que os elétrons degenerados conseguem suportar. Quando uma anã branca 
excede esse limite, ela entra em colapso.
Figura 19 − Estrelas com massa estre 8 e 25 massas solares
Fonte: Acervo do Conteudista
Estrelas com essa faixa de massa não passam pelo estágio de gigante vermelha, 
elas vão diretamente para o ramo das supergigantes vermelhas.
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Estágio de Supergigante Vermelha
Figura 20 − Estrutura de supergigante vermelha
Fonte: Acervo do Conteudista
A estrela na fase de supergigante vermelha tem essa estrutura porque ela vai 
queimando hidrogênio em hélio no seu núcleo até que a massa de hélio produzida 
chegue a um ponto crítico e comece a contrair-se. 
A contração aumenta a temperatura suficiente para a queima do hélio, 
produzindo carbono. O carbono também chega a uma massa crítica e começa a 
contrair-se chegando a uma temperatura suficiente para queimá-lo.
O produto da queima chega num ponto crítico de massa e começa a contrair-se 
dando início a outra sequência de reações termonucleares, e assim por diante, até 
chegar ao elemento químico ferro.
O Observatório Nacional no curso EAD de Astrofísica Geral (2013) na área de 
supernovas diz: 
“No entanto, a duração da queima nuclear em cada novo estágio é 
progressivamente mais curta do que a anterior. O motivo disso é o fato 
de que cada queima de elemento mais pesado que ocorre no interior da 
estrela libera, sucessivamente, menos energia do que o estágio anterior. 
Por exemplo, uma estrela com 20 Msol, que passou cerca de 10 milhões 
de anos na sequência principal, leva apenas 1 milhão de anos queimando 
hélio segundo o processo triplo-alpha. A queima do seu carbono leva 
apenas 300 anos, a queima do oxigênio cerca de 2/3 de um ano e a do 
silício apenas 2 dias!”(Observatório Nacional, 2013)
Essa cadeia de reações termonucleares vai seguindo e produzindo uma grande 
quantidade de energia para a estrela, até que chega ao ferro e o cenário começa 
a mudar.
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UNIDADE Evolução Estelar e os Elementos Químicos
Nas reações termonucleares, como já foi visto, a energia é fornecida a estrela 
pela fusão e usada para manter o equilíbrio com a gravidade e a temperatura para 
novas fusões.
Acontece que, para a estrela queimar o ferro, ela necessitará fornecer energia, 
porém essa energia não será devolvida porque a energia liberada pelo processo é 
menor do que a energia fornecida para que o processo ocorra, ou seja, o processo 
é energeticamente inviável para a estrela. 
Elementos químicos após o ferro, quando realizam reações termonucleares, não 
liberam energia suficiente para a estrela. 
Figura 21 − Energia de ligação x massa atômica
Fonte: Wikimedia Commons
Nesse gráfico, vemos como varia a energia de ligação de um núcleo conforme 
varia o elemento químico.
Observa-se que o ponto de máxima energia de ligação nuclear ocorre no 
elemento ferro, onde temos os núcleos mais estáveis.
Os elementos químicos com números atômicos menores que o ferro produzem 
energia suficiente para a fusão termonuclear. Os que têm número atômico maior 
necessitam de mais energia para que o processo de fusão ocorra do que a energia 
liberada pelo processo, ou seja, esses são inviáveis para as estrelas.
Conforme as reações vão ocorrendo, o núcleo de ferro vai aumentando até que 
a força de degenerescência dos elétrons não consegue mais suportar o peso e aí o 
núcleo colapsa. A partir desse momento até a explosão de supernova, os processos 
seguintes ocorrem em menos de um segundo.
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Fotodesintegração
Chega um ponto em que a temperatura fica tão alta no núcleo de ferro que 
ocorre o processo chamado de fotodesintegração. Nesse processo, os fótons de 
raios gama estão tão energéticos que começam a reagir com o núcleo de ferro 
dessa forma:
Y + 56Fe — 13 4He + 4 n
Y + 4He — 2p+ + 2n
O que a estrela levou a vida inteira para fabricar começa a ser destruído agora 
nesse processo. Com isso, o núcleo começa a colapsar rapidamente porque esse 
processo consome energia. Depois da fotodesintegração, acontece o processo Urca.
Processo Urca
p+ + e- — n + neutrino
Os elétrons colapsam com os prótons e como produto disso é gerado nêutrons 
e neutrinos. 
Os responsáveis por essa reação foram dois pesquisadores: Mário Schönberg e 
George Gamow.
O núcleo da estrela agora é uma protoestrela de nêutrons. A medida que os 
neutrinos são produzidos, eles escapam do núcleo carregando consigo energia, o que 
faz com que as partes externas do núcleo colapsem sobre o mesmo, ricocheteando 
e produzindo uma série de reações nucleares de forma extremamente rápida, 
energética e explosiva.
Esse ricochete não vai ser o responsável pela explosão porque essa energia liberada 
vai ser usada no processo de fotodesintegração dessa matéria que está colapsando. 
Já os neutrinos que são gerados pelo processo Urca no núcleo são muito 
energéticos e, quando eles conseguem sair da região central, formam um vento 
de neutrinos que se choca com as partes externas da protoestrela de nêutrons, 
provocando a explosão de supernova do tipo II.
Supernovas do tipo I
Essas supernovas são originárias de um sistema binário de estrelas, onde uma 
estrela já morreu e deixou como produto uma anã branca. Por estar em um sistema 
binário, a anã branca poderá capturar massa de sua estrela vizinha. Essa massa 
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UNIDADE Evolução Estelar e os Elementos Químicos
forma um caminho até a anã branca e quando chega próximo forma um disco de 
matéria ao seu redor. 
O disco de matéria rapidamente aumenta sua temperatura, o que pode ocasionar 
fusões termonucleares na área desse disco. Essas fusões provocam uma explosão 
chamada de Nova.
Se a matéria colapsar rapidamente sobre a anã branca de forma que não dê 
tempo para o processo de Nova ocorrer, a anã branca irá começar a aumentar de 
massa. Com isso ela pode ultrapassar o limite de Chandrasekhar, o que ocasionará 
um colapso da anã branca, produzindo uma explosão de supernova do tipo I.
Figura 22 − Disco de acreção
Fonte: Wikimedia Commons
Os Outros Elementos Químicos 
Depois do Ferro
Na explosão de uma supernova são produzidas quantidades enormes de 
energia e essa energia agora é suficiente para produzir todos os outros elementos 
químicos da tabela periódica, não importando mais se o processo é endotérmico 
ou exotérmico.
O gás ejetado viaja a velocidades muito altas, podendo chegar a 5%, 10% da 
velocidade da luz e até mais.
Dessa forma, a estrela manda para o espaço os elementos químicos que foram 
sintetizados em seu interior. Esses elementos químicos formarão uma nuvem de 
gás e partículas de poeira que se dissipará com o tempo, enriquecendo o espaço 
interestelar com novos elementos pesados que formarão outras nebulosas e 
participarão de outros processos de nascimentos de estrelas, planetas e talvez vida. 
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Figura 23 − Supernova 1994D na galáxia NGC 4526
Fonte: Acervo do Conteudista
A imagem mostra uma supernova tipo Ia, SN 2001dn, uma estrela que explodiu 
na galáxia NGC 662.
Figura 24 − supernova tipo Ia, SN 2001dn
Fonte: iStock/Getty Images
Nessas imagens que acabamos de apresentar vemos supernovas e podemos 
compará-las com sua galáxia. Podemos perceber a estrela brilhando mais do que sua 
galáxia inteira, rivalizando seu brilho com o brilho central da galáxia e evidenciando 
a quantidade de energia liberada nessa explosão. 
 A seguir, vemos a nebulosa do Caranguejo, resultado de uma explosão de 
supernova que ocorreu no ano de 1054 da era cristã no interior de nossa Galáxia. 
Ela se encontra na constelação de touro.
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UNIDADE Evolução Estelar e os Elementos Químicos
Figura 25 − Nebulosa do caranguejo
Fonte: Acervo do ConteudistaEstrelas de Nêutrons
Estrelas de nêutrons são objetos muito compactos que são gerados pelos 
processos descritos acima, a fotodesintegração e o processo Urca, sendo o resto 
da estrela que não virou supernova.
Estrelas de nêutrons existem pelo mesmo motivo que as anãs brancas. Como 
foi visto, uma anã branca existe por causa do princípio de exclusão de Pauli, que 
explica a existência de elétrons degenerados e a pressão de degenerescência dos 
elétrons contra a compressão gravitacional.
Nas estrelas de nêutrons, os mesmos processos ocorrem, porém o princípio da 
exclusão de Pauli vai ser aplicado aos nêutrons em vez de aos elétrons. Os nêutrons 
também são férmions de spin semi-inteiro, então esse princípio também vale para eles.
Os nêutrons vão ocupando todos os estados quânticos possíveis conforme vai 
ocorrendo a compressão da matéria. Quando chega o ponto em que todos os 
nêutrons preenchem esses estados, então é gerada uma pressão de degenerescência 
dos nêutrons que é contrária à compressão gravitacional, fazendo com que o 
colapso pare. O resultado será uma estrela de nêutrons com uma densidade por 
volta de 8x1017 kg/m3 e um raio de aproximadamente 20 km.
Pode-se afirmar que uma gota da matéria de uma estrela de nêutrons tenha 
massa de 4x1019 toneladas!
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O Interior das Estrelas de Nêutrons
Figura 26 − Interior de uma estrela de nêutrons
Fonte: Acervo do Conteudista
A imagem mostra um modelo de como deve ser o interior de uma estrela de nêu-
trons. Quanto mais se dirigir ao interior da estrela de nêutrons, maior será a densida-
de dessa região. O material terá então diferentes estados de acordo com a densidade.
Na região mais central da estrela de nêutrons ainda não se sabe exatamente que 
tipo de matéria existe. 
Pulsares
Pulsares são estrelas de nêutrons que possuem um campo magnético muito 
forte e uma rotação muito rápida.
O campo magnético intenso faz com que as partículas mais externas da estrela 
de nêutrons sejam aceleradas em direção a um dos polos.
Essas partículas aceleradas começam a emitir radiação, geralmente na faixa do 
espectro em termos de ondas de rádio e de raios X, podendo também ter uma 
pequena parte da radiação emitida em outros comprimentos de onda. 
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UNIDADE Evolução Estelar e os Elementos Químicos
Figura 27 − Ilustração de um pulsar
Fonte: Acervo do Conteudista
Nessa ilustração, podemos ver a estrela de nêutrons e ao seu redor o campo mag-
nético. Observe que existe um ângulo entre o eixo de rotação e os polos magnéticos. 
Nos polos, as partículas são aceleradas, o que faz com que elas emitam radiação, que 
é então guiada pelo campo magnético e emitida para o meio interestelar.
A estrela de nêutrons pode estar com um polo voltado para a Terra e a 
consequência disso é que, quando observada em seu comprimento de onda de 
emissão, ocorrerão pequenos pulsos de radiação que serão produzidos devido ao 
feixe de radiação estar aproximadamente alinhado com o eixo de rotação da estrela 
de nêutrons. Por isso, quando foi observada pela primeira, o que mais chamou a 
atenção foram os pulsos de radiação que foram observados, daí o batismo desse 
objeto com o nome pulsar.
Figura 28 − Pulsar da nebulosa do Caranguejo
Fonte: Acervo do Conteudista
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Imagem do pulsar da nebulosa do Caranguejo. Esse pulsar gira 30 vezes por 
segundo ao redor do seu próprio eixo, o que significa que a radiação emitida por 
ele quando registrada aqui na Terra tem 30 picos em um segundo. Como um dos 
polos está mais voltado para a Terra do que o outro, ocorre que são registrados 
dois pulsos, um grande e outro pequeno, que representam respectivamente o polo 
mais voltado e o menos voltado para a Terra.
Esse pulsar emite radiação em rádio, luz visível, raios X e raios gama.
Limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff 
Assim como as anãs brancas possuem um limite de massa - o limite de Chan-
drasekhar - as estrelas de nêutrons também possuem um limite para sua massa. 
O limite de massa das estrelas de nêutrons chama-se limite de Tolman- 
Oppenheimer- Volkoff e esse limite diz que uma estrela de nêutrons pode possuir 
no máximo três massas solares. 
Se uma estrela de nêutrons ultrapassar essa massa, a degenerescência de sua 
matéria não conseguirá suportar a força gravitacional e ela irá colapsar em um 
buraco negro.
Figura 29 − Estrelas com massa estre 25 e 100 massas solares
Fonte: https://apod.nasa.gov
Importante!
Oliveira Filho e Sariva (2017) representam estrelas até 100 massas solares porque 
estrelas mais massivas que essas perdem muito material na sequência principal e em 
suas outras fases, de forma que acabam com massa nesse intervalo e evoluindo como 
este grupo. 
Importante!
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UNIDADE Evolução Estelar e os Elementos Químicos
Estrela de Wolf-Rayet
Estrelas nessa fase têm um envoltório de poeira e gás ejetado pela forte pressão 
de radiação em seu interior. Estrelas que possuem maior quantidade de elementos 
pesados ejetam mais matéria do que as que possuem pouco, pois a pressão de 
radiação consegue interagir melhor com materiais mais pesados.
Figura 30 − Sharpless 2-308 na direção da constelação do Cão Maior
Fonte: Acervo do Conteudista
Mesmo com essa emissão de massa, a estrela continua seus processos de fusões 
nucleares até que o processo leve à explosão de supernova, basicamente com o 
mesmo processo já descrito.
Na explosão de supernova de estrelas com essa faixa de massa, acontece de 
a massa do objeto central ultrapassar o limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, 
fazendo com que este colapse em um buraco negro.
Buraco Negro
Os buracos negros talvez sejam os corpos celestes mais famosos e cercados por 
mitos dos objetos da astronomia.
Eles são o resultado da morte de uma estrela. Depois da explosão de supernova, 
a massa do objeto resultante é tal que a força de compressão da gravidade é superior 
a qualquer outra força conhecida na natureza que poderia se opor a ela.
O resultado disso é uma massa extremamente grande compactada até atingir 
um volume muito pequeno. Outro termo usado para essa compactação de massa 
é dizer que o objeto se encontra em uma singularidade.
36
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Figura 31 − Ilustração da distorção do espaço-tempo 
A ilustração mostra a distorção do tecido quadridimensional conhecido como 
espaço-tempo causada pelo Sol, anã branca, estrela de nêutrons e buraco negro. 
Quanto maior a massa, maior será a distorção e maior será a ação gravitacional 
no local.
Existem dois tipos de buracos negros conhecidos em astronomia:
Buracos negros estelares
São buracos negros que possuem no máximo poucas dezenas de massas solares 
e são o resultado da explosão de uma estrela.
Buracos negros galácticos
São buracos negros que possuem bilhões de massas solares e existe apenas um 
por galáxia, estando no seu centro.
Em seu livro entitulado Colapso do Universo, Isaac Asimov nos mostra a formação e pos-
sível existência de buracos negros de uma maneira clara e compreensível. Recomendamos 
a leitura. 
Ex
pl
or
Os buracos negros recebem esse nome porque existe uma região ao seu redor 
que nem mesmo a luz consegue escapar, essa região ganha o nome de Raio de 
Schwarzschild.
É fácil de entender se pensarmos na Terra. No nosso planeta, existe uma 
velocidade que se um objeto tiver, e o seu movimento for direcionado para cima, ele 
escapa do nosso planeta e pode não retornar mais. Essa velocidade é denominada 
velocidade de escape, e para a Terra ela é de 11km/s.
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UNIDADE Evolução Estelar e os Elementos Químicos
No raio de Schwarzschild, a ação gravitacional tende ao infinito, de forma que 
nem a velocidade da luz é capaz de atingir a velocidade de escape e, então, não 
consegue sair do buraco negro, sendo por isso que ele recebe esse nome.
Como ocorre espaguetificação em buracos negros? Para ficar por dentro acesse:https://youtu.be/V8iBsfPsmhUEx
pl
or
Os Elementos Químicos Sintetizados 
nas Estrelas
Foi citado anteriormente que as estrelas liberam os elementos sintetizados em 
seu interior na forma de nebulosa planetária ou explosão de supernova. 
Esses elementos viajam no meio interestelar e agora podem realizar ligações 
químicas com outros átomos e formar partículas de poeira, nuvens moleculares e 
outras estruturas. 
O Sol foi formado em uma nebulosa em que haviam elementos químicos já 
sintetizados por outras estrelas, o que explica sua composição e a composição da 
própria Terra.
Os átomos que formam a Terra e a vida (carbono, nitrogênio, oxigênio, fósforo, 
ferro, etc.) foram todos sintetizados em estrelas que viveram antes do Sol, quando 
explodiram como supernovas e enriqueceram a nebulosa que formou o Sol e 
a Terra. Agora esses elementos fazem parte de todo o Sistema Solar e da vida 
existente no planeta Terra, incluindo nós. 
Talvez, quando o Sol atingir a fase de gigante vermelha e a temperatura na su-
perfície do nosso planeta atingir por volta de 700°C, esses elementos químicos que 
nos formam sejam novamente soprados para o espaço e então poderão fazer parte 
da próxima geração de estrelas, planetas e, talvez, até mesmo outra forma de vida.
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Material Complementar
Indicações para saber mais sobre os assuntos abordados nesta Unidade:
 Sites
LIGO Detects Whispers of Another Black-Hole Merger
CASTELVECCHI, D. LIGO detects whispers of another black-hole merger.
https://goo.gl/0nmpZf
 Livros
Buracos Negros
HAWKING, S. Buracos Negros: Pmhalestras da BBC Reith Lectures. Rio de Janeiro: 
Intrísica, 2017. 63 p.
 Vídeos
Buracos Negros e Ondas Gravitacionais
CHIRENTI, C. Buracos Negros e Ondas Gravitacionais.
https://www.youtube.com/watch?v=YNQ17tDsjdk
Do Que são Feitas as Estrelas de Nêutrons?
PAULUCCI, L. Do que são feitas as estrelas de nêutrons?
https://www.youtube.com/watch?v=hyq3GmIBSxw
As Vidas das Estrelas
SAGAN, C. Cosmos Episódio 9. As vidas das estrelas.
https://www.youtube.com/watch?v=4izcJIXmDck&index=9&list=PL96wQHzW_46q35ed3-U3SuqhBmhBKpj9P
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UNIDADE Evolução Estelar e os Elementos Químicos
Referências
A FONTE de energia das estrelas: fusão e núcleo-síntese. Com base em um trabalho 
da Swinburne University of Technology. Disponível em: <http://fisica.uc.pt/fa/
discs/wc.show_doc.php?id_disc=30&id_turma=&id_typ=19&id_typdoc=2&id_
doc=22331&anolect=20092010>. Acesso em: 5 jun 2017.
COMISSÃO DE CULTURA E EXTENSÃO (CCULTEX) Você sabe o que é 
Tunelamento quântico? IF – TEC, Instituto de Física. Universidade de São Paulo. 
Disponível em: <http://portal.if.usp.br/iftec/pt-br/node/342>. Acesso em: 04 
ago 2017.
OLIVEIRA FILHO, K. de S.; SARAIVA, M.de F. O. Astronomia e Astrofísica. 3 
ed. São Paulo: Editora Livraria da Física, 2013. 780. p.
______. Astronomia e Astrofísica. Evolução final das estrelas, 2017. Disponível 
em: <http://astro.if.ufrgs.br/index.htm>. Acesso em: 14 jul 2017.
BOULANGER, F.; COX, P.; JONES, A. P. “Course 7: Dust in the Interstellar 
Medium”. In F. Casoli; J. Lequeux; F. David. Infrared Space Astronomy, Today and 
Tomorrow. p. 251, 2000
MACIEL, W. J. Formação dos Elementos Químicos. Revistausp. São Paulo, n.62, 
p. 66 -73, jul./ago., 2014. Disponível em: <https://www.revistas.usp.br/revusp/
article/view/13342/15160>. Acesso em: 02 ago 2017.
MESQUITA, A. Condensação de Kaons em Estrelas de nêutrons. 2010. 234 
f. Tese (Doutorado em Física) – Instituto de Física, Universidade Federal do Rio 
Grande do Sul, Porto Alegre. 2010. Disponível em: <https://www.lume.ufrgs.br/
bitstream/handle/10183/25578/000750640.pdf?sequence=1>. Acesso em: 02 
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PAULUCCI, L. Do que são feitas as estrelas de nêutrons? Astronomia ao 
Meio Dia. Departamento de Astronomia do Instituto de Astronomia, Geofísica e 
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STEINER, J. E. Astronomia: Uma visão Geral I. UNIVESPTV. Departamento 
de Astronomia do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da 
Universidade de São Paulo. Disponível em: <https://www.youtube.com/watch?
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Acesso em: 26 jun. 2017.
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