A evolução de uma estrela após a fase de gigante (ou supergigante) vermelha depende de sua massa. Em estrelas de massa maior do que 1 massa solar, a camada envoltória de queima de hidrogênio se move de dentro para fora, deixando para trás uma crescente região central rica em hélio. Esta última se torna mais massiva e compacta, sua temperatura e pressão interna continuamente aumentando.
A densidade da região central aumenta
até
o ponto em que os elétrons livres no seu interior se tornam
degenerados.
A pressão dos elétrons degenerados é suficiente
para
conter a gravidade e a contração cessa. É como se
o centro
da estrela começasse a se comportar mais como um líquido
incompressível
do que como um gás.
Enquanto isso, a camada rica em hidrogênio
continua
produzindo mais energia e depositanto mais hélio fabricado pelas
reações
de fusão. Agora o caroço central aumenta de temperatura
mas
não se expande nem se contrai. Eventualmente a temperatura
central
atinge os 100 milhões de graus necessários para que
possam
ocorrer reações de fusão de hélio em
carbono,
em processo chamado de processo de triplo alfa. Como
esquematizado
abaixo, basicamente três núcleos de hélio
(também
chamados de partículas alfa) se juntam para formar um
núcleo
de carbono.
A energia liberada por este novo tipo de reação nuclear aumenta rapidamente a temperatura no centro da estrela. Em circunstâncias normais, este aquecimento levaria a um aumento de pressão, fazendo com que o caroço central se expandisse e resfriasse até um configuração de equilíbrio. Mas devido à degenerescência dos elétrons, a temperatura sobe, mas a região central não se expande (o equilíbrio neste caso não é devido à pressão de origem térmica, mas sim à dos elétrons degenerados). Aumento de temperatura significa aumento de produção de energia pelo processo triplo alfa, o que só faz aumentar ainda mais a temperatura, e assim por diante.
Este processo do tipo "bola de neve" só termina quando a temperatura é tão alta que a liberação de energia pela fusão do hélio se torna explosiva. Isso ocorre a uns 300 milhões de graus. A este evento chamamos de surto de hélio. Dura apenas alguns minutos, mas durante o surto de hélio a luminosidade liberada nas regiões centrais é mais do que 100 vezes a luminosidade de toda a Galáxia! Toda esta energia, contudo, não chega à superfície da estrela, sendo usada para remover a degenerescência dos elétrons no centro da estrela.
Para estrelas com mais de duas massas solares, o
processo
de fusão do hélio no centro começa antes de que
ocorra
a degenerescência dos elétrons. Assim sendo, não
há surto de hélio, mas apenas uma transição
mais suave
de uma região central dormente para uma em que hélio
é
convertido em carbono.
Estrelas do Ramo Horizontal:
Uma vez iniciada a queima do hélio no centro
da
estrela (seja abrupta ou suavemente), a estrela passa a ter duas fontes
de
energia: fusão de hidrogênio em hélio em uma camada
envoltória
e fusão do hélio em carbono na região central.
Nesta
última região, uma vez que haja uma quantidade
substancial
de carbono, este elemento começa a se combinar com hélio
para
formar núcleos de oxigênio. O caroço central
então
se torna rico em núcleos de carbono e oxigênio. A
produção
de energia por dois processos aumenta a temperatura externa da estrela
e
ela passa para uma posição no diagrama HR que chamamos de
ramo
horizontal.
Estrelas com massa igual ou maior do que a solar se
tornam
menores e mais quentes, mantendo aproximadamente constante sua
luminosidade.
Elas migram para o ramo horizontal se movendo horizontalmente pelo
diagrama
HR. Estrelas de massa aproximadamente solar migram para uma
posição
correspondente a 10 luminosidade solares; estrelas de maior massa
ocupam
um ramo horizontal mais alto: 200 luminosidade solares. À medida
que evoluem, estrelas do ramo horizontal atravessam a faixa de
instabilidade.
Por um período relativamente curto, portanto, as estrelas de
alta
massa se tornam variáveis Cefeidas e as de menor massa
se
tornam variáveis do tipo RR Lyrae.
Estrelas do Ramo Assintótico de Gigantes:
Depois de alguns milhões de anos no ramo
horizontal,
o hélio no centro de uma estrela também se esgota; sua
região
central agora é majoritariamente composta por núcleos de
carbono
e de oxigênio. A região central então se contrai e
se
aquece, formando uma camada envoltória (que anteriormente tinha
temperatura
menor do 100 milhões de graus) onde hélio é
transformado
em carbono e sobre a qual se situa a camada de queima de
hidrogênio.
Os elétrons no centro novamente se tornam degenerados, a estrela
se
expande e suas camadas externas se resfriam, caracterizando o
estágio
chamado de ramo assintótico de gigantes.
Inicialmente, a maior parte da energia é produzida na camada rica em hidrogênio, sendo a camada de hélio relativamente pequena. Contudo, à medida em que a camada de hidrogênio deposita mais hélio, aumenta a produção de energia via fusão de hélio, levando a um evento explosivo chamado de pulso térmico.
O pulso térmico leva ao aumento da
região central, rica em carbono e oxigênio. A estrela
nesta fase aumenta de
tamanho e luminosidade; no diagrama HR ela sobe pelo ramo
assintótico.
Ao fazê-lo, a estrela começa a produzir um vento de
partículas
carregadas que dela se perdem. Há portanto perda de massa pela
estrela,
que se desfaz de grande parte de suas regiões mais externas.
É
neste vento que partículas de poeira existentes no meio
interestelar
se formam (ver parte sobre galáxias e cosmologia).
Nesta fase, uma camada de poeira que circunda a estrela bloqueia sua luz visível, fazendo com que, apesar de ser 10000 vezes mais luminosa do que o Sol, ela seja visível apenas no infra-vermelho.
Os diagrama abaixo resumem os diferentes
estágios
por que passa a região central de uma estrela ao longo de sua
evolução,
desde a seqüência principal até o ramo
assintótico.
Ele é válido para estrelas de massa solar ou maior.
O vento estelar leva à perda de massa para
estrelas
no ramo assintótico. A perda é da ordem de 10-4
massa
solar por ano, o que leva à perda da maior parte da massa da
estrela
em uma escala de tempo de uns 10000 anos. O que sobra é
basicamente
a região central, quente, rica em carbono e oxigênio e
cercada
por uma nebulosa planetária. Se a estrela tem mais do
que
8 massas solares, ela pode continuar com as reações de
fusão
nuclear, convertendo núcleos de carbono e oxigênio em
outros
mais pesados, como o neônio, e este depois é transformado
em
magnésio, silício, até o ferro.
O ferro comporta-se de maneira diferente dos elementos mais leves; É um núcleo estável e resistente à fusão nuclear. A temperatura de uma região central rica em ferro pode chegar a 3 bilhões de graus. Ao atingir uma massa crítica, um caroço de ferro colapsa violentamente, iniciando um processo explosivo que chamamos de supernova.