M3 Evolução Estelar como um Ciclo Dinâmico

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O protagonista deste modelo é a estrela ao longo de toda a sua vida. A estrela nasce do colapso de um fragmento de uma nuvem molecular, inicia a fusão do hidrogênio em seu núcleo e passa a maior parte de sua vida na sequência principal.

A duração desse período na sequência principal depende fortemente da massa inicial com que a estrela nasce: quanto mais massiva a estrela for ao nascer, mais rápido ela esgota seu próprio combustível, porque sua luminosidade aumenta ainda mais rápido do que sua massa. Quando o hidrogênio em seu núcleo se esgota, a estrela deixa a sequência principal e se expande, tornando-se uma gigante, eventualmente terminando, dependendo de qual dos dois limiares de massa ela ultrapassar nesse ponto, como um de três remanescentes distintos: uma anã branca, sustentada pela pressão de degenerescência de seus elétrons; uma estrela de nêutrons, se sua massa exceder o primeiro desses dois limiares; ou um buraco negro, se essa mesma massa exceder o segundo limiar, ainda maior.

Embora para a estrela individual todo esse arco seja uma jornada sem volta, o ciclo se fecha quando visto na escala de todo o sistema: o material liberado pela estrela ao morrer enriquece a própria nuvem interestelar da qual se originam as estrelas subsequentes, fechando assim, nessa escala maior, o mesmo ciclo gasoso já descrito para o meio interestelar. Portanto, desde o nascimento da estrela, com o qual este documento começa, até sua reintegração à nuvem interestelar, passando pela sequência principal e pelos dois limiares de massa que determinam seu remanescente final, a jornada sem retorno da estrela torna-se, vista na escala do meio interestelar circundante, apenas mais um segmento de um ciclo que nunca deixa de se repetir.

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