decifrando a terra

A queima do H no centro das estrelas, onde a temperatura é máxima, produz He, elemento que permanece onde é formado, visto que o calor produzido é transferido para as camadas mais externas por radiação, e não por convecção. A acumulação de He forma um núcleo que cresce, como H em ignição, confinado a uma camada concêntrica externa a esse núcleo. Como crescimento do núcleo, a parte externa da estrela expande muito, e sua superfície resfria, assumindo uma coloração vermelha.
Em estrelas de tamanho médio, como é o caso do Sol, o núcleo de C é muito quente, mas não o suficiente para produzir fusões nucleares, de modo que cessam as reações produtoras de energia. Como resultado, o núcleo contrai ulteriormente, e a sua densidade e aumenta, originando uma anã branca. Tais tipos de estrela perdem sua energia residual continuamente, por radiação, resfriando durante outros bilhões de anos, transformando-se em anãs marrons, e finalmente, em anãs negras.
Por outro lado, em estrelas cujo tamanho é pelo menos oito vezes maior que o do Sol, em suas fases de supergigantes vermelhas, a temperatura do núcleo de C é suficiente para produzir O, Ne e Mg pela adição de partículas alfa, e posteriormente fundir O, formando Si e outros nuclídeos de número de massas mais elevado. Tais processos, em que os resíduos da queima de combustível nuclear se o acumula no núcleo para em seguida queimarem por sua vez em outra reação termo nucleares mais complexas, fazem com que as estrelas se constituam por uma série de camadas concêntricas. As reações nucleares cessam quando o elemento Fe é sintetizado (processos de equilíbrio),visto que este elemento é o mais estável de sua região na curva de energia de ligação.
Nas camadas mais externas da estrela permanece grande quantidade de elementos ainda não queimados: H, He, C, O etc. A implosão do centro causa o colapso generalizado de tais camadas externas, com o concomitante grande aumento da temperatura.
1.4 O Sistema Solar
Nosso Sol é uma estrela