pós-SP

Pós-SP ou pós-Sequência Principal é uma fase pela qual todas as estrelas passam no final da sua fase de estabilidade.
Durante a fase de estabilidade a vida de uma estrela é uma batalha constante entre a gravidade (a força que a tenta comprimir) e o suporte da pressão que evita o seu colapso. A batalha inicia-se no momento em que a nuvem molecular começa a colapsar para uma protoestrela. Durante a fase em que se encontra na Sequência Principal, a estrela obtém a estabilidade devido à pressão do gás. Se, por exemplo, a estrela se comprimir ligeiramente, provocará um aumento de densidade e de temperatura no centro, causando um aumento de pressão que evitará o colapso, repondo o raio inicial.
No entanto, quando o hidrogénio no núcleo se esgota, o equilíbrio entre a gravidade e a pressão do gás originada pelas reações nucleares que existiam no centro deixa de existir. O núcleo deve retomar o colapso inicial e o envelope (camadas exteriores) expande-se devido ao calor libertado pelo núcleo da estrela.
A contração gravitacional da região central da estrela leva a um rápido aumento do fluxo de energia, provocando um aumento de temperatura no núcleo. Quando a temperatura atinge cerca de cem milhões de Kelvin (108 K) inicia-se a fusão do hélio. Neste processo, três núcleos de hélio unem-se para formar um núcleo de carbono numa reação denominada "tripla-alfa". Esta denominação deve-se ao facto de os núcleos de hélio serem conhecidos inicialmente por partículas alfa (primeira letra do alfabeto grego).
Apenas uns segundos depois da ignição do hélio dá-se uma explosão denominada flash de hélio. A energia do flash de hélio é, então, absorvida pelas camadas externas da estrela. Devido à taxa de produção de energia nesta reação ser muito superior à da fusão do hidrogénio e ao facto de a quantidade de hélio ser inferior à de hidrogénio, o tempo que a estrela usa hélio como combustível nuclear é bastante inferior ao tempo que a estrela passa na Sequência Principal a queimar hidrogénio. Pensa-se que nas estrelas mais massivas haja combustão do hélio ainda na Sequência Principal.
Nesse momento a contração do núcleo para, no fim desta etapa a estrela tem um núcleo de hélio em combustão rodeado por uma camada de hidrogénio também em combustão. Ao fim de algum tempo, o hélio também se esgota. Numa estrela em que o hidrogénio se esgota passados cerca de 10 mil milhões de anos (1010 anos), o hélio dura apenas cerca 100 milhões de anos (108 anos), porque na fusão do hélio a taxa de produção de energia é muito superior do que na fusão do hidrogénio. Apesar de ser muito tempo é apenas 1% do tempo de vida na Sequência Principal.
Nesta fase o núcleo da estrela é constituído por carbono e oxigénio e, mais uma vez, atinge-se uma situação de desequilíbrio, entrando o núcleo da estrela em colapso. O processo repete-se até que a estrela produza energia a partir do hélio, numa camada à volta do núcleo, e do hidrogénio numa camada à volta da primeira.
Nas estrelas de maior massa a fusão não para no carbono, criam-se elementos mais pesados como oxigénio, o magnésio e o enxofre. Todas estas reações ocorrem durante um período de tempo relativamente curto quando comparado com a vida da estrela. É de notar que os novos combustíveis são os produtos das reações anteriores. As reações de fusão ocorrem no núcleo, mantendo-se as camadas externas, praticamente, inalteradas do ponto de vista químico. É, portanto, no núcleo das estrelas massivas que os novos elementos químicos se produzem. Aliás, é a única fábrica de elementos químicos mais pesados do que o hélio, denominados metais pelos astrofísicos. Alguns destes elementos também são produzidos por estrelas de pequena massa, mas só as estrelas de grande massa são capazes de os expulsar para o meio interestelar.
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