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    Por que existe um limite de massa superior para estrelas da sequência principal de cerca de 100 massas solares?
    Existem várias razões pelas quais há um limite de massa superior para estrelas da sequência principal, cerca de 100 massas solares:

    1. Pressão de radiação:

    * Estrelas maciças produzem imensas quantidades de energia através da fusão nuclear em seu núcleo. Essa energia é liberada como radiação, criando imensa pressão externa.
    * À medida que a massa de uma estrela aumenta, a pressão de radiação também aumenta drasticamente. Essa pressão neutraliza a força gravitacional interna, empurrando as camadas da estrela para fora.
    * Em uma certa massa, a pressão de radiação externa sobrecarrega a força gravitacional interna, levando à instabilidade. A estrela se torna muito grande e instável, dificultando a manutenção do equilíbrio hidrostático (equilíbrio entre pressão e gravidade).

    2. Limite de Eddington:

    * O limite de Eddington descreve a luminosidade máxima que uma estrela pode ter antes que a pressão da radiação afaste suas camadas externas.
    * Esse limite é definido pelo equilíbrio entre a força externa da pressão da radiação e a força interna da gravidade.
    * As estrelas que excedem o limite de Eddington experimentarão fortes ventos estelares, perdendo a massa rapidamente e se tornando instável.

    3. Vento estelar:

    * Estrelas maciças têm ventos estelares muito poderosos, que são fluxos de partículas carregadas que fluem da superfície da estrela.
    * Esse vento é acionado pela alta pressão de radiação da estrela e altas temperaturas na superfície.
    * À medida que a massa de uma estrela aumenta, seu vento estelar se torna mais forte, fazendo com que ela perca a massa mais rapidamente. Essa perda de massa pode afetar significativamente a evolução e a vida da estrela.

    4. Instabilidade da fusão nuclear:

    * Estrelas maiores que 100 massas solares experimentariam temperaturas e pressões extremas em seus núcleos.
    * Isso leva a reações instáveis ​​de fusão nuclear, dificultando a sustentação de um núcleo estável.
    * As reações de fusão se tornariam tão intensas que a estrela esgotaria rapidamente seu combustível e se tornaria instável.

    5. Evidência observacional:

    * Não observamos estrelas significativamente maiores que 100 massas solares.
    * Embora tenha havido propostas teóricas para estrelas ainda maiores, nenhuma evidência convincente apóia sua existência.

    É importante observar que o limite exato de massa superior para estrelas da sequência principal não é definido com precisão e pode variar dependendo do modelo estelar específico usado. No entanto, os fatores descritos acima fornecem uma forte base teórica para o motivo pelo qual há um limite superior.
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