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O mistério do flash de hélio: por que ele gera uma energia tão incrível nos núcleos das estrelas?
Um flash de hélio é um evento impressionante na vida de uma estrela, especialmente durante a vigorosa fase de gigante vermelha de uma estrela de baixa massa. Diz-se que o flash de hélio é causado pela rápida fusão nuclear de grandes quantidades de hélio no núcleo, principalmente por meio do processo triplo alfa.
Em cerca de um bilhão de anos, prevê-se que o Sol passará por um flash de hélio, que será a última coisa que ocorrerá na Terra depois que ele deixar a sequência principal.
Esse processo ocorre principalmente em estrelas com massas entre 0,8 massas solares (M☉) e 2,0 M☉. Nessas estrelas de baixa massa, à medida que o hidrogênio em seus núcleos é rapidamente consumido, embora a fusão nuclear continue nas camadas externas de hidrogênio, uma substância rica em hélio é formada no núcleo. À medida que o hidrogênio se esgota, o hélio restante é comprimido em matéria degenerada, cuja resistência ao colapso gravitacional vem dos princípios da mecânica quântica e não da pressão térmica tradicional.
Quando a temperatura do núcleo sobe para cerca de 100 milhões de graus, o processo de fusão nuclear do hélio começa. A razão pela qual esse processo é incrível é que o núcleo, nesse momento, é composto de matéria degenerada. Portanto, em tal ambiente material, o aumento da temperatura não leva a um aumento significativo da pressão. Esse fenômeno causa uma reação rápida com um aumento de temperatura, o que é extremamente raro e destrutivo na evolução de uma estrela.
A taxa de fusão nuclear do hélio aumenta drasticamente, atingindo rapidamente 10 bilhões de vezes a energia original liberada, e isso dura apenas alguns segundos.
À medida que a energia da fusão nuclear do hélio é liberada, o estado degenerado do núcleo é alterado, permitindo que o núcleo se expanda termicamente, com a energia restante sendo absorvida pela superestrutura da estrela. Isso significa que, embora a liberação instantânea de energia do flash de hélio seja surpreendente, a maior parte dela não pode ser observada. Por isso, os astrônomos dependem principalmente de modelos teóricos para entender esse fenômeno.
Com o tempo, a superfície da estrela esfriará e encolherá rapidamente a uma taxa de cerca de 100.000 anos, eventualmente reduzindo seu raio e brilho para cerca de 2% de seu valor original. Vale ressaltar que nesse processo, cerca de 40% da massa da estrela será convertida em carbono, o que é crucial para a evolução futura da estrela.
Após o flash de hélio, a instabilidade de pulsação do flash secundário impulsionará a estrela, e esse processo geralmente dura de horas a anos.
O flash de hélio é então seguido por uma série de flashes secundários, que geralmente são instabilidades de pulsação relativamente fracas e não são necessariamente destrutivas. Comparados aos flashes de hélio, eles são inerentemente mais pacíficos, mas desempenham um papel importante nos estágios finais da evolução estelar.
Além disso, em algumas estrelas de massa extremamente baixa, o núcleo de hélio degenerado pode nunca atingir uma temperatura alta o suficiente para iniciar a fusão do hélio e, eventualmente, evoluirá para uma anã branca de hélio. Isso mostra uma forte conexão entre a massa de uma estrela e suas consequências evolutivas.
Embora um processo semelhante seja seguido em anãs brancas, quando o gás hidrogênio de um sistema estelar binário se acumula na superfície de uma anã branca, a fusão de fontes de hidrogênio também pode levar a um flash de hélio instável. Entretanto, a ocorrência desses eventos raramente é observada diretamente porque sua dinâmica geralmente está escondida nas profundezas do núcleo.
O processo de fusão nuclear de uma estrela é uma jornada longa e imprevisível, com mudanças em cada estágio tornando o destino da estrela diferente.
Vale a pena refletir sobre como o flash de hélio desencadeia uma liberação tão violenta de energia na vida de uma estrela e quantos mistérios cósmicos não descobertos estão escondidos por trás disso?
