NGC 5679 Group

NGC 5679


NGC 5679 (also popularly known as Arp 274) is an impressive triplet of galaxies located approximately 400 million light-years from Earth, in the direction of the constellation Virgo (theskylive.com). Although at first glance they appear to be violently colliding, astronomical studies suggest that they may be at slightly different distances and only partially overlapping in our line of sight. 

NGC 5670, otherwise known as Arp 274, with the individual galaxies labled.

Components of the Triplet 

The cluster extends for approximately 200,000 light-years and is composed of three distinct galaxies cataloged by Halton Arp's Atlas of Peculiar Galaxies. 

Central Galaxy (NGC 5679B / MCG+1-37-35): It is the largest component of the group. This is a spiral galaxy (possibly barred) that exhibits its shape and arms virtually intact, reinforcing the theory that there is no strong destructive gravitational interaction between them. 

Right Galaxy (NGC 5679A / MCG+1-37-34): A spiral galaxy classified as having a high starburst rate. Its spiral arms are filled with bright blue clusters full of young stars. 

Left Galaxy (NGC 5679C): The smallest and most compact of the three. Despite its small size, it also shows strong evidence of new star formation activity. 

Key Astronomical Features: 

Historical Discovery: The main structure was originally discovered by the German-British astronomer William Herschel on May 12, 1793. 

Star Nursery: High-resolution images captured by the NASA/ESA Hubble Space Telescope reveal bright blue knots (young stars) scattered throughout the galactic arms and pink nebulae illuminated by star birth. 

Foreground Stars: Near the galaxy on the right, two very bright stars can be seen. They are not part of the triplet; they are foreground stars belonging to our own galaxy, the Milky Way.

Speed

Redshift measurements of the three galaxies give these radial velocity values, from left to right: 7483, 8654, and 7618 km/s. The relatively high redshift for the center galaxy means that it is much farther away - about 65 million light years (20 megaparsecs) behind the other two galaxies. Thus, the center galaxy is likely a background object. The NGC 5679 group was previously thought to be interacting gravitationally, however the newer Hubble image seems to confirm suspicions that the center galaxy is not interacting, as the galaxy arms are not distorted like typical interacting galaxies.


Supernovae

One supernova has been observed in NGC 5679: SN 1982D (type unknown, mag. 18) was discovered by Halton Arp and Jack W. Sulentic on 23 March 1982.


Characteristics of the NGC 5679 Group

Key Highlights

Partial Optical Illusion: Although listed as an interacting system by Halton Arp, velocity data suggests the central galaxy might lie at a slightly different distance, making the triplet a line-of-sight overlap rather than a violent merger.

Active Star Nurseries: Hubble Space Telescope imagery shows that the vibrant blue knots in the spiral arms are massive clusters of young stars, all less than 10 million years old.

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◙ OBJETOS TRANSNETUNIANOS

Um objeto transnetuniano (OTN), também escrito objeto transnetuniano, é qualquer planeta menor do Sistema Solar que orbita o Sol a uma distância média maior que a de Netuno, que possui um semieixo maior orbital de 30,1 unidades astronômicas (UA).

Normalmente, os OTNs são subdivididos em objetos clássicos e ressonantes do Cinturão de Kuiper, objetos do disco disperso e objetos separados, sendo os sednoides os mais distantes. Em fevereiro de 2025, o catálogo de planetas menores continha 1006 OTNs numerados e mais de 4000 não numerados. No entanto, quase 5900 objetos com semieixo maior superior a 30 UA estão presentes no catálogo MPC, sendo 1009 numerados.

O primeiro objeto transnetuniano a ser descoberto foi Plutão, em 1930. Foi preciso esperar até 1992 para descobrir um segundo objeto transnetuniano orbitando diretamente o Sol, o 15760 Albion. O OTN mais massivo conhecido é Éris, seguido por Plutão, Haumea, Makemake e Gonggong. Mais de 80 satélites foram descobertos orbitando objetos transnetunianos. Os OTNs variam em cor, sendo cinza-azulados (BB) ou muito vermelhos (RR). Acredita-se que sejam compostos por misturas de rocha, carbono amorfo e gelos voláteis, como água e metano, revestidos por tolinas e outros compostos orgânicos.

Doze planetas menores com um semieixo maior superior a 150 UA e periélio superior a 30 UA são conhecidos, denominados objetos transnetunianos extremos (OTNEs).

História

Descoberta de Plutão

A órbita de cada planeta é ligeiramente afetada pelas influências gravitacionais dos outros planetas. Discrepâncias no início do século XX entre as órbitas observadas e esperadas de Urano e Netuno sugeriram a existência de um ou mais planetas adicionais além de Netuno. A busca por esses planetas levou à descoberta de Plutão em fevereiro de 1930, que foi progressivamente considerado pequeno demais para explicar as discrepâncias. Estimativas revisadas da massa de Netuno, obtidas a partir da passagem da sonda Voyager 2 em 1989, mostraram que não há discrepância real: o problema residia em um erro nas expectativas para as órbitas. Plutão foi o mais fácil de encontrar por ser o mais brilhante de todos os objetos transnetunianos conhecidos. Ele também possui uma inclinação menor em relação à eclíptica do que a maioria dos outros grandes objetos transnetunianos, portanto, sua posição no céu geralmente está mais próxima da zona de busca no disco do Sistema Solar.

Plutão, o primeiro TNO conhecido, fotografado pela sonda New Horizons em 2015.

Descobertas subsequentes

Após a descoberta de Plutão, o astrônomo americano Clyde Tombaugh continuou a busca por objetos semelhantes durante alguns anos, mas não encontrou nenhum. Por muito tempo, ninguém procurou outros TNOs, pois acreditava-se que Plutão, classificado como planeta até agosto de 2006, era o único objeto importante além de Netuno. Somente após a descoberta de um segundo TNO, 15760 Albion, em 1992, começaram as buscas sistemáticas por outros objetos desse tipo. Uma ampla faixa do céu ao redor da eclíptica foi fotografada e avaliada digitalmente em busca de objetos de movimento lento. Centenas de TNOs foram encontrados, com diâmetros variando de 50 a 2.500 quilômetros. Éris, o TNO mais massivo conhecido, foi descoberto em 2005, reacendendo uma antiga disputa na comunidade científica sobre a classificação de grandes TNOs e se objetos como Plutão podem ser considerados planetas. Em 2006, Plutão e Éris foram classificados como planetas anões pela União Astronômica Internacional.

Classificação

De acordo com sua distância do Sol e seus parâmetros orbitais, os objetos transnetunianos (TNOs) são classificados em dois grandes grupos: os objetos do Cinturão de Kuiper (KBOs) e os objetos do disco disperso (SDOs). O diagrama abaixo ilustra a distribuição de objetos transnetunianos conhecidos além da órbita de Netuno a 30,07 UA. Diferentes classes de TNOs são representadas em cores diferentes. A parte principal do Cinturão de Kuiper é mostrada em laranja e azul entre as ressonâncias orbitais 2:3 e 1:2 com Netuno. Plutinos (laranja) são os objetos na ressonância 2:3, incluindo os planetas anões Plutão e Orcus. Os objetos clássicos do Cinturão de Kuiper são mostrados em azul, com os maiores deles, incluindo Haumea, Makemake e Quaoar, na população dinamicamente "quente", em azul claro, e a população dinamicamente "fria", incluindo 486958 Arrokoth, em órbitas de baixa excentricidade agrupadas perto de 44 UA, em azul escuro. O disco disperso pode ser encontrado além do Cinturão de Kuiper, mostrado em cinza e roxo. Esses objetos, incluindo os planetas anões Éris e Gonggong, foram excitados para órbitas excêntricas devido a perturbações gravitacionais de Netuno, resultando em uma concentração de seus periélios na faixa horizontal entre 30 e 40 UA. Alguns objetos desprendidos, como (612911) 2004 XR190, no entanto, possuem periélios mais altos. Os centauros, mostrados em verde, foram perturbados do disco disperso para órbitas que cruzam os planetas externos. Corpos em ambos os grupos podem ser encontrados em ressonâncias de movimento médio com Netuno; estes são representados em vermelho.

Finalmente, objetos transnetunianos extremos são mostrados à direita do diagrama, muitos com órbitas que se estendem por mais de 1000 UA do Sol. Estes podem ser divididos no disco disperso estendido (rosa), incluindo (768325) 2015 BP519, nos objetos distantes destacados (marrom), incluindo 2017 OF201, e nos quatro sednoides conhecidos, incluindo Sedna e 541132 Leleākūhonua.

Distribuição de objetos transnetunianos, com o semieixo maior no eixo horizontal e o periélio no eixo vertical. Objetos dispersos do disco ocupam a ampla região horizontal em cinza e roxo, enquanto objetos em ressonância com Netuno estão em vermelho. Objetos transnetunianos extremos e sednoides estão em rosa, marrom e amarelo. Por fim, o cinturão de Kuiper clássico está em azul.

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◙ A Morte do Sol - The Death of the Sun (Parte 3 de 3)

In the previous post I described the book THE DEATH OF THE SUN by John Gribbin, and now I present a video from the excellent channel UNIVERSE DIMENSIONS about the inevitable future of our Sun.

The scene of the Red Giant Sun seen from Titan (Saturn).

The Red Giant Sun seen from a neighboring exoplanet.

VIDEO - The Red Giant Sun Seen From Every Planet in the Solar System - By UNIVERSE DIMENTIONS.

Around 7 billion years from now, the Sun will enter the late phase of its life cycle. Its outer shell will expand as the hydrogen fuel is exhausted. At the peak of the red giant phase, the Sun could reach 200 to 250 times its current size, engulfing Mercury and Venus.

This video presents what the red giant Sun looks like from every planet in our solar system, including the dwarf planets and some nearby alien worlds.

Time Codes

“The Red Giant Sun Seen From Every Planet in the Solar System” by Universe Dimensions

00:00 Intro

00:37 Earth

01:51 Mars

02:52 Ganymede (Jupiter)

04:08 Titan (Saturn)

05:33 Ariel (Uranus)

06:37 Nereid (Neptune)

07:45 Pluto

08:38 Makemake

09:30 Eris

10:12 Neighboring Exoplanet 1

11:08 Neighboring Exoplanet 2

Universe Dimensions (YouTube) Description of the channel

CLICK HERE.

Universe Dimensions - I am subscribed to the channel! - is an active science and education YouTube channel dedicated to transforming complex astronomical, physical, and speculative concepts into immersive visual experiences.

The channel specializes in high-quality 3D animations and cosmic comparisons. Its primary mission statement is to "turn your imagination into realistic visualizations". Instead of relying strictly on dry equations, it uses advanced rendering and spatial storytelling to make difficult scientific theories accessible to a broad audience.

Music of the video

‘Rise Above’

‘Borealis’

‘Machina’

by Scott Buckley

released under CC-BY 4.0. www.scottbuckley.com.au

See: A Morte do Sol - The Death of the Sun (Parte 1 de 3).

See: A Morte do Sol - The Death of the Sun (Parte 2 de 3).

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BURACO NEGRO / BLACK HOLE

A primeira imagem simulada de um buraco negro, calculada com um computador IBM 7040 usando cartões perfurados de 1960 e feito à mão pelo astrofísico francês Jean-Pierre Luminet em 1978.

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◙ A Morte do Sol - The Death of the Sun (Parte 2 de 3)

In the previous post I described the book THE DEATH OF THE SUN by John Gribbin, and now I present a video from the excellent channel UNIVERSE DIMENSIONS about the inevitable future of our Sun.

The scene of the Sun turning into a white dwarf.

VIDEO - The Evolution of the Sun in the Next 8 Billion Years - By UNIVERSE DIMENTIONS.

This video presents a realistic timeline of the Sun’s evolution over the next 8 billion years, from its current main sequence stage to its red giant phase and final white dwarf state, visualized from Earth’s surface.


Time Codes

“The Evolution of the Sun in the Next 8 Billion Years” by Universe Dimensions

00:00 Intro

00:22 Present Day

01:08 +600 Million Years

01:39 +1 Billion Years

02:15 +2.8 Billion Years

02:48 +3.5 Billion Years

03:14 +5.4 Billion Years

03:40 +6.4 Billion Years

04:06 +7.2 Billion Years

04:40 +7.702 Billion Years

05:17 +7.5 Billion Years

05:55 +7.8 Billion Years

06:45 +8 Billion Years

07:38 Beyond 8 Billion Years

Universe Dimensions (YouTube) Description of the channel

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Music of the video

‘Shadows and Dust’
‘Resolutions’
by Scott Buckley
Released under CC-BY 4.0. www.scottbuckley.com.au


See: A Morte do Sol - The Death of the Sun (Parte 1 de 3).

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◙ A Morte do Sol - The Death of the Sun (Parte 1 de 3)

A Morte do Sol (The Death of the Sun), publicado em português em 1983 pela Editora Francisco Alves, é uma obra de divulgação científica escrita pelo astrofísico britânico John Gribbin.

Sinopse Geral

O livro explora as ligações íntimas e a dependência da humanidade em relação ao Sol e às estrelas, destacando a localização precária e o equilíbrio delicado do planeta Terra dentro do Sistema Solar e da galáxia.

Através de uma linguagem acessível, Gribbin detalha o funcionamento interno da nossa estrela e revela que, longe de ser um motor eterno e imutável, o Sol é inconstante, dinâmico e tem um tempo de vida limitado. O autor guia o leitor pelo santuário assustador das temperaturas e reações solares para demonstrar com que facilidade esse equilíbrio cósmico — e, consequentemente, a existência humana — pode ser drasticamente alterado. 

Principais Temas Abordados

• O Ciclo de Vida do Sol: Como a estrela gera energia através da fusão nuclear e o que acontecerá quando seu combustível (hidrogênio) acabar.
• A Perspectiva Futura: O destino sombrio do Sistema Solar quando o Sol se expandir para a fase de gigante vermelha antes de colapsar.
• A Vulnerabilidade da Terra: De que forma pequenas variações na atividade solar afetam o clima, a atmosfera e a sobrevivência da vida terrestre.

Com apenas 176 páginas, o livro funciona como um alerta fascinante e rigoroso sobre a nossa fragilidade diante das forças astronômicas.

Veja: A Morte do Sol - The Death of the Sun (Parte 1 de 3).

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NUCLEOSSÍNTESE EXPLOSIVA [s, p, r]

A Nucleossíntese explosiva ocorre durante eventos cósmicos violentos, como as explosões de supernovas e a fusãode estrelas de nêutrons. Nestes ambientes de temperatura extrema e densidade colossal, geram-se fluxos imensos de partículas. Isso permite a criação de elementos químicos mais pesados que o ferro (Z > 26), os quais não podem ser formados por fusão termonuclear estável.

A produção desses núcleos pesados se divide em três mecanismos principais de captura de partículas: os processos s, r e p.

O Processo s (slow / lento)

O processo s baseia-se na captura lenta de nêutrons por núcleos sementes (geralmente o ferro).

• Mecanismo: O intervalo de tempo entre as capturas de nêutrons é muito maior do que o tempo de meia-vida do decaimento beta (β⁻) do isótopo formado.
• Dinâmica: O núcleo captura um nêutron e, se o novo isótopo for instável, ele decai em um próton antes de conseguir absorver outro nêutron. O caminho de síntese segue próximo à linha de estabilidade beta.
• Ambiente: Ocorre principalmente no interior de estrelas gigantes vermelhas e na fase estável de estrelas massivas (ramos das gigantes assimptóticas - AGB), e não primordialmente na explosão em si.
• Produtos: Elementos como bário, zircônio, chumbo e estrôncio.

O Processo r (rapid / rápido)

O processo r baseia-se na captura rápida de nêutrons em ambientes com densidades absurdas de nêutrons livres.

• Mecanismo: O fluxo de nêutrons é tão massivo que o núcleo sofre múltiplas capturas consecutivas antes que tenha tempo de realizar um decaimento beta.
• Dinâmica: O núcleo é "empurrado" em direção à linha de gotejamento de nêutrons, tornando-se altamente instável e rico em nêutrons. Quando o fluxo cessa, esses núcleos decaem sucessivamente via emissão β⁻ até atingirem a estabilidade.
• Ambiente: Estritamente associado à nucleossíntese explosiva: colapso do núcleo de supernovas e a colisão de estrelas de nêutrons.
• Produtos: Elementos muito pesados e radioativos como o urânio, tório, ouro e platina.

O Processo p (proton / próton ou fotodesintegração)

O processo p é responsável pela síntese de isótopos raros e ricos em prótons, que não podem ser gerados pelos processos s ou r.

• Mecanismo: Ocorre principalmente através de reações de fotodesintegração (γ, n), onde fótons gama de altíssima energia arrancam nêutrons de núcleos pesados já existentes, ou por capturas rápidas de prótons (p, γ).
• Dinâmica: Transforma núcleos estáveis ricos em nêutrons em isótopos estáveis deficientes em nêutrons (ricos em prótons).
• Ambiente: Camadas externas de supernovas colapsando onde as temperaturas atingem bilhões de Kelvin.
• Produtos: Isótopos raros de elementos pesados como o molibdênio-92, rutênio-96 e samário-144.

Nucleossíntese dos elementos.

Resumo Comparativo

Característica	Processo s (slow)	Processo r (rapid)	Processo p (proton)
Agente principal	Captura lenta de nêutrons	Captura rápida de nêutrons	Fótons gama ou captura de prótons
Escala de tempo	Anos a milênios por captura	Frações de segundo por captura	Segundos durante a explosão
Tipo de isótopo gerado	Estáveis e próximos ao vale	Ricos em nêutrons / pesados	Ricos em prótons / deficientes em nêutrons
Localização cósmica	Interior de estrelas AGB	Supernovas e kilonovas	Ondas de choque em supernovas

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NUCLEOSSÍNTESE ESTELAR / STELLAR NUCLEOSYNTHESIS

NUCLEOSSÍNTESE ESTELAR / STELLAR NUCLEOSYNTHESIS

Nucleosynthesis is the buildup of heavy elements from lighter ones by nuclear fusion. Helium and some lithium was produced by cosmic nucleosynthesis just after the Big Bang, but today most element-building nucleosynthesis takes place in stars. Stellar nucleosynthesis converts hydrogen into helium, either by the proton-proton chain or by the carbon-nitrogen-oxygen cycle. As a star evolves, a contracting superdense core of helium is produced from the conversion of hydrogen nuclei into helium nuclei. Eventually, the temperature and pressure inside the core become high enough for helium to begin fusing into carbon. If the star has more than about twice the Sun's mass, a sequence of nuclear reactions then produces heavier elements such as oxygen, silicon, magnesium, potassium, and iron. Successively heavier elements, as far as iron (in the most massive stars) are built up in later stages of stellar evolution by the triple-alpha process. The heaviest elements of all are produced by explosive nucleosynthesis in supernova explosions, by mechanisms such as the p-process, r-process, and s-process.

O Sol.

A nucleossíntese estelar é o conjunto de reações nucleares que tem lugar nas estrelas para fabricar elementos mais pesados.

Estes processos começaram a ser entendidos em princípios do século XX quando ficou claro que só as reações nucleares podiam explicar a grande longevidade da fonte de calor e luz do Sol. Aproximadamente 90% da energia produzida pelas estrelas viria das reações de fusão do hidrogênio convertido em hélio. Mais de 6% da energia gerada viria da fusão do hélio em carbono. O restante de fases de combustão apenas contribuiriam de forma apreciável à energia emitida pela estrela ao longo de toda sua vida.

História

Anos 20

Em 1920, Arthur Eddington, baseando-se nas precisas medições dos átomos realizadas por F.W Aston, foi o primeiro a sugerir que as estrelas obtinham sua energia a partir da fusão nuclear do hidrogênio em hélio. Em 1928, George Gamow deduziu o chamado fator de Gamow, uma fórmula mecânico-quântica que dá a probabilidade de encontrar uma temperatura determinada dos núcleos suficientemente próximos como para que possam atravessar a barreira coulombiana. O fator de Gamow foi usado nesta década pelo astrônomo inglês Atkinson e o físico austríaco Houtermans e mais tarde pelo próprio Gamow e por Teller para calcular o rítmo com que as reações nucleares se produziam nas altas temperaturas existentes nos interiores estelares.

Anos 30

Em 1939, em um artigo titulado "Energy Production in Stars", o estadounidense Hans Bethe analisou as diferentes possibilidades para que se desse a fusão do hidrogênio a hélio. Selecionou dos processos que ele criou os que deviam ser a principal fonte de energia das estrelas. O primeiro deles foi as cadeias próton-próton, que são as reações dominantes em estrelas pequenas com massas não muito maiores que a do Sol. O segundo processo foi o ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio, o qual foi também tratado independe e simultaneamente pelo alemão Carl Friedrich von Weizsäcker em 1938, este grupo de reações é o mais importante nas estrelas massivas e é igualmente equivalente à fusão de quatro prótons para formar um núcleo de hélio-4.


Hoyle

Estes trabalhos explicaram a geração de energia capaz de manter as estrelas quentes. Eles não explicavam a variação de núcleos mais pesados, entretanto. Mais tarde, foram adicionados importantes detalhes à teoria de Bethe. Esta teoria foi iniciada por Fred Hoyle em 1946 com seu argumento qie uma conjunto de núcleos muito quentes estavam relacionados ao ferro. Hoyle seguiu em 1954 com um grande artigo estabelecendo como estágios avançados de fusão dentro das estrelas sintetizariam elementos entre o carbono e ferro em quantidade.


Artigo B²FH e posteriormente

Rapidamente muitas omissões da teoria de Hoyle foram adicionadas. Por exemplo, iniciando quando somou-se um importante avanço com a publicação de um relevante e celebrado artigo de revisão em 1957, por Burbidge, Fowler e Hoyle (comumente referido como o artigo B²FH. Este trabalho posterior reunia e refinava pesquisas primordiais em um quadro amplo que apresentava confiavelmente a explicação, um marco coerente, para a relativa abundância observada dos elementos. Significativas melhorias foram apresentadas por A. G. W. Cameron e por Donald D. Clayton. Cameron apresentou sua própria abordagem independente (segundo Hoyle) da nucleossíntese. Ele introduziu cálculos dependentes de tempo da evolução de sistemas estelares. Clayton calculou os primeiros modelos dependentes de tempo do processo s, o processo r, a queima de silício em elementos do grupo do ferro, e descobriu cronologias para determinar a idade dos elementos. Este campo inteiro de pesquisas expandiu-se rapidamente nos anos 1970.

Reações importantes

As reações mais importantes na nucleosíntese estelar são:

• Queima do hidrogênio:
• A cadeia próton-próton
• O ciclo CNO
• Queima do hélio:
• O processo triplo-alfa
• Queima de metais:
• Processo de combustão do carbono
• Processo de combustão do neônio
• Processo de combustão do oxigênio
• Processo de combustão do silício
• Produção de elementos mais pesados que o ferro:
• Captura de nêutrons:
• O processo r
• O processo s
• Captura de prótons:
• O processo p

Queima de metais

O pico do ferro marca o final da vida das estrelas. Como se vê no diagrama o rendimento a cada nova etapa de fusão diminui rapidamente. Chegando ao ferro esse rendimento é negativo e as reações de fusão se detém.

Se ao esgotar-se o hélio no núcleo da estrela, a massa da estrela é suficientemente grande, o núcleo será capaz de comprimir-se e aquecer-se o suficiente para empreender a fase seguinte de fusão do carbono. Haverá, pois, duas novas camadas de fusão, uma de hélio e outra de hidrogênio em cima desta. Tal e como ocorria na transformação em supergigante vermelha, agora a pressão exercida por essas novas camadas fará que a cobertura externa da estrela se expanda outra vez. As massas mínimas para estes processos não estão bem determinadas já que se desconhecem bastante os ritmos de reação, as seções eficazes e os ritmos de expulsão de massa por vento estelar das estrelas mais massivas. O início das reações do carbono se situam indicativamente em um mínimo de 8 massas solares mas poderia produzir-se a menores massas. Se pode assegurar que com essa massa se chega a queimar o carbono mas o mínimo real talvez esteja entre 4 e 8. Pelo que diz respeito aos demais ciclos aqui os dados são todavia mais incertos ainda que se possa afirmar que uma estrela de mais de 12 vezes a massa do Sol deveria passar por todas as fases de combustão possível até chegar ao ferro. A medida que se somam fases de combustão se adicionam mais camadas de fusão formando uma espécie de núcleo com estrutura de cebola. Deveriam produzir-se trocas a cada fase mas a do carbono é a última que dura um tempo significativo pelo que as demais etapas de combustão não modificam significativamente a constituição da estrela porque ocorrem tão rápido que não dá tempo à estrela de adaptar-se a cada nova situação. Assim, a etapa de supergigante vermelha é, realmente, a última transformação significativa, após ela, e em posteriores fases de combustão, a estrela se tornará cada vez mais instável convertendo-se, muito provavelmente, em uma variável antes de seu destino final como objeto compacto.


Combustão do carbono (> 8 MSol)

Terminada a fusão do hélio o núcleo volta a comprimir-se e a elevar sua temperatura. Dos três elementos que majoritariamente compõe o núcleo neste estágio, carbono e oxigênio em 90% mais um pouco de neônio, é o carbono o que tem a temperatura de fusão mais baixa, uns 600 milhões de graus (6·10⁸ K). Ao chegar a esta temperatura e a uma densidade de uns 2×10⁸ kg/m³, os átomos de carbono começam a reagir entre si dando lugar a diversos elementos mais pesados através de uma série de canais de saída distintos. A duração desta etapa será da ordem de umas centenas de anos podendo chegar aos 1000 anos. As reações mais prováveis são as que ocorrem mais posteriormente no diagrama. A do sódio-23 tem uns 56% de ocorrência e a do neônio-20 uns 44%. Os prótons e as partículas alfa emitidas em tais reações serão rapidamente recapturadas pelo carbono, o oxigênio, o neônio e o próprio sódio. Estas reabsorções têm efeitos energéticos significativos mas quanto à nucleosíntesis assim como são as que farão que o sódio não esteja presente entre os elementos residuais da combustão do carbono. O mesmo diz respeito ao oxigênio, que ainda que se forme pouco, se soma ao que já havia sido formado durante o processo triplo alfa. Tudo isto fará que resulte num núcleo de oxigênio-16, neônio-20, magnésio-24 e alguns traços de silício-28. A composição das cinzas desta etapa é fundamentalmente a seguinte:

Frações de massa:

Fotodesintegração do neônio

Terminado o carbono do núcleo central este volta a contrair-se até chegar à temperatura de 1,2·10⁹ K, momento no qual volta a deter-se o colapso durante uns pouos anos, uma década mo máximo. A essas temperaturas os fótons irradiados pelo centro do núcleo são tão energéticos que logram fotodesintegrar o neônio-20. Este processo ainda que seja endotérmico (consome energia) consegue que de seus subprodutos se derive outra reação que sem é exotérmica. O balanço global de ambos processos é positivo e o resultado é que a estrela logra sustentar-se aunda resulte em neônio por fotodesintegração no núcleo.

Como se vê nas reações adjuntas, as cinzas desta fase serão as mesmas que na anterior menos o neônio que haverá consumido. Se incrementará a quantidade de oxigênio e magnésio à vez que seguem criando-se novas camadas de fusão. Agora, a parte do núcleo de combustão de neônio há uma camada de carbono, outra de hélio e uma de hidrogênio. Os ventos solares são já muito intensos e desprendem grandes quantidades do hidrogênio mais externo pouco ligado já à estrela.


Combustão do oxigênio

Finalizada a etapa do neônio, o núcleo da estrela volta a se aquecer e contrair até 1,5 até 2·10⁹ K  a  2×10⁷ g/cm³ temperatura e densidade a partir das quais se alcança a ignição do oxigênio. A reação de fusão nuclear do oxigênio produz diversos canais de saída, uns mais prováveis que outros, do mesmo modo que ocorria na fusão do carbono. A etapa dura uns poucos meses, quiça um ano, e suas cinzas são sobretudo silício-28 acompanhado de silício-30, enxofre-34, cálcio-42 e titânio-46. Muitos destes elementos são subprodutos das reações com prótons, nêutrons ou alfas recapturados. As três reações mais prováveis são as que estão retratadas, resultará enxofre-31 uns 18% das vezes, fósforo-31 uns 61% e silício-28 uns 21%.


Fotodesintegração e combustão do silício

Camadas de combustão em uma estrela agonizante em seus últimos momentos antes do colapso final.

Quando o núcleo alcança os 2,7·10⁹ K e 3·10⁷ g/cm³ se procede a incineração do silício em um conjunto de complexas reações que sustentam por um pouco mais de um dia a estrela. Uma parte do silício-28 recebe o impacto de fótons ultraenergéticos que o rompem em outros isótopos como silício-27 ou magnésio-24. No processo se reemitem grande quantidade de prótons, nêutrons e partículas alfas que em seguida são recapturadas cada vez por átomos mais pesados em uma aproximação assintótica até o pico do ferro. Assim mesmo, o silício também alcança temperaturas de fusão que o levam a formar níquel-56 que posteriormente se degrada até o ferro-56, elemento final a partir do qual a fusão nuclear deixa de ser uma reação rentável e exotérmica, alcançando-se finalmente o equilíbrio estático nuclear (Fe56 + Ni56). Chegados a esse ponto a já muito convulsiva estrela não poderá mais sustentar-se por si mesma.

Fontes de pesquisa:
Wikipedia: www.wikipedia.org

Livro: "A Morte do Sol" de John Gribbin. 

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STARS WITH RESOLVED IMAGES - 2026

List of stars with resolved images (2026)

The following is a list of stars with resolved images, that is, stars whose images have been resolved beyond a point source. Aside from the Sun, observed from Earth, stars are exceedingly small in apparent size, requiring the use of special high-resolution equipment and techniques to image. For example, Betelgeuse, the first star other than the Sun to be resolved, has an angular diameter of only 50 milliarcseconds (mas).

Wikipedia.

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