22.4: Evolução adicional das estrelas
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Explique o que acontece no núcleo de uma estrela quando todo o hidrogênio é usado
- Defina “nebulosas planetárias” e discuta sua origem
- Discuta a criação de novos elementos químicos durante os estágios finais da evolução estelar
A “história de vida” que relatamos até agora se aplica a quase todas as estrelas: cada uma começa como uma protoestrela em contração, depois vive a maior parte de sua vida como uma estrela estável da sequência principal e, eventualmente, sai da sequência principal em direção à região da gigante vermelha.
Como vimos, o ritmo em que cada estrela passa por esses estágios depende de sua massa, com estrelas mais massivas evoluindo mais rapidamente. Mas depois desse ponto, as histórias de vida de estrelas de diferentes massas divergem, com uma gama mais ampla de comportamentos possíveis de acordo com suas massas, suas composições e a presença de quaisquer estrelas companheiras próximas.
Como escrevemos este livro para estudantes que estão fazendo seu primeiro curso de astronomia, contaremos uma versão simplificada do que acontece com as estrelas à medida que elas avançam para os estágios finais de suas vidas. Nós (talvez para seu alívio sincero) não nos aprofundaremos em todas as maneiras possíveis pelas quais estrelas envelhecidas podem se comportar e nas coisas estranhas que acontecem quando uma estrela é orbitada por uma segunda estrela em um sistema binário. Em vez disso, vamos nos concentrar apenas nos principais estágios da evolução de estrelas únicas e mostrar como a evolução de estrelas de alta massa difere daquela de estrelas de baixa massa (como nosso Sol).
Fusão de hélio
Vamos começar considerando estrelas com composição semelhante à do Sol e cujas massas iniciais são comparativamente baixas — não mais do que cerca do dobro da massa do nosso Sol. (Essa massa pode não parecer muito baixa, mas estrelas com massas menores do que isso se comportam de maneira bastante semelhante. Veremos o que acontece com estrelas mais massivas na próxima seção.) Como há muito mais estrelas de baixa massa do que estrelas de alta massa na Via Láctea, a grande maioria das estrelas — incluindo nosso Sol — segue o cenário que estamos prestes a relatar. A propósito, usamos cuidadosamente o termo massas iniciais de estrelas porque, como veremos, as estrelas podem perder bastante massa no processo de envelhecimento e morte.
Lembre-se de que os gigantes vermelhos começam com um núcleo de hélio onde nenhuma geração de energia está ocorrendo, cercados por uma concha onde o hidrogênio está passando por fusão. O núcleo, sem fonte de energia para se opor à atração interna da gravidade, está encolhendo e ficando mais quente. Com o passar do tempo, a temperatura no núcleo pode subir para valores muito mais quentes do que nos dias da sequência principal. Quando atinge a temperatura de 100 milhões de K (mas não antes desse ponto), três átomos de hélio podem começar a se fundir para formar um único núcleo de carbono. Esse processo é chamado de processo triplo-alfa, assim chamado porque os físicos chamam o núcleo do átomo de hélio de partícula alfa.
Quando o processo triplo-alfa começa em estrelas de baixa massa (cerca de 0,8 a 2,0 massas solares), os cálculos mostram que todo o núcleo é inflamado em uma rápida explosão de fusão chamada flash de hélio. (Estrelas mais massivas também acendem o hélio, mas de forma mais gradual e não com um flash.) Assim que a temperatura no centro da estrela se torna alta o suficiente para iniciar o processo triplo-alfa, a energia extra liberada é transmitida rapidamente por todo o núcleo de hélio, produzindo um aquecimento muito rápido. O aquecimento acelera as reações nucleares, que fornecem mais aquecimento e aceleram ainda mais as reações nucleares. Temos uma geração descontrolada de energia, que reacende todo o núcleo de hélio em um piscar de olhos.
Você pode se perguntar por que o próximo grande passo na fusão nuclear em estrelas envolve três núcleos de hélio e não apenas dois. Embora seja muito mais fácil fazer com que dois núcleos de hélio colidam, o produto dessa colisão não é estável e se desfaz muito rapidamente. São necessários três núcleos de hélio se unindo simultaneamente para formar uma estrutura nuclear estável. Dado que cada núcleo de hélio tem dois prótons positivos e que esses prótons se repelem, você pode começar a ver o problema. É necessária uma temperatura de 100 milhões de K para unir três núcleos de hélio (seis prótons) e fazê-los grudar. Mas quando isso acontece, a estrela produz um núcleo de carbono.
Estrelas em seu dedo mindinho
Pare de ler por um momento e olhe para o dedo mindinho. Está cheio de átomos de carbono porque o carbono é um alicerce químico fundamental para a vida na Terra. Cada um desses átomos de carbono já esteve dentro de uma estrela gigante vermelha e foi fundido a partir de núcleos de hélio no processo triplo-alfa. Todo o carbono na Terra — em você, no carvão que você usa para fazer churrasco e nos diamantes que você pode trocar com um ente querido — foi “preparado” por gerações anteriores de estrelas. Como os átomos de carbono (e outros elementos) saíram de algumas dessas estrelas para se tornarem parte da Terra é algo que discutiremos no próximo capítulo. Por enquanto, queremos enfatizar que nossa descrição da evolução estelar é, em um sentido muito real, a história de nossas próprias “raízes” cósmicas — a história de como nossos próprios átomos se originaram entre as estrelas. Somos feitos de “material estelar”.
Tornando-se um gigante novamente
Depois do flash de hélio, a estrela, tendo sobrevivido à “crise energética” que se seguiu ao final do estágio da sequência principal e ao esgotamento do combustível de hidrogênio em seu centro, encontra seu equilíbrio novamente. À medida que a estrela se reajusta à liberação de energia do processo triplo-alfa em seu núcleo, sua estrutura interna muda mais uma vez: a temperatura da superfície aumenta e sua luminosidade geral diminui. O ponto que representa a estrela no diagrama H-R, portanto, se move para uma nova posição à esquerda e um pouco abaixo de seu lugar como uma gigante vermelha (Figura\(\PageIndex{1}\)). A estrela então continua a fundir o hélio em seu núcleo por um tempo, retornando ao tipo de equilíbrio entre pressão e gravidade que caracterizou o estágio da sequência principal. Durante esse tempo, um núcleo de carbono recém-formado no centro da estrela às vezes pode ser unido por outro núcleo de hélio para produzir um núcleo de oxigênio - outro alicerce da vida.
No entanto, a uma temperatura de 100 milhões de K, o núcleo interno está convertendo seu combustível de hélio ou carbono (e um pouco de oxigênio) em uma taxa rápida. Assim, o novo período de estabilidade não pode durar muito: é muito mais curto do que o estágio da sequência principal. Em breve, todo o hélio quente o suficiente para a fusão será usado, assim como o hidrogênio quente que foi usado no início da evolução da estrela. Mais uma vez, o núcleo interno não será capaz de gerar energia por meio da fusão. Mais uma vez, a gravidade assumirá o controle e o núcleo começará a encolher novamente. Podemos pensar na evolução estelar como uma história de uma luta constante contra o colapso gravitacional. Uma estrela pode evitar o colapso, desde que consiga explorar fontes de energia, mas quando qualquer combustível específico é usado, ela começa a entrar em colapso novamente.
A situação da estrela é análoga ao final do estágio da sequência principal (quando o hidrogênio central se esgotou), mas a estrela agora tem uma estrutura um pouco mais complicada. Novamente, o núcleo da estrela começa a colapsar sob seu próprio peso. O calor liberado pelo encolhimento do núcleo de carbono e oxigênio flui para uma camada de hélio logo acima do núcleo. Esse hélio, que não havia sido quente o suficiente para a fusão em carbono anteriormente, é aquecido apenas o suficiente para que a fusão comece e gere um novo fluxo de energia.
Mais distante na estrela, há também uma concha onde o hidrogênio fresco foi aquecido o suficiente para fundir o hélio. A estrela agora tem uma estrutura de várias camadas, como uma cebola: um núcleo de carbono-oxigênio, cercado por uma camada de fusão de hélio, uma camada de hélio, uma camada de fusão de hidrogênio e, finalmente, as camadas externas estendidas da estrela (veja a Figura\(\PageIndex{2}\)). À medida que a energia flui para fora das duas camadas de fusão, mais uma vez as regiões externas da estrela começam a se expandir. Seu breve período de estabilidade acabou; a estrela volta para o domínio da gigante vermelha no diagrama H-R por um curto período de tempo (veja a Figura\(\PageIndex{1}\)). Mas esta é uma breve e definitiva explosão de glória.
Lembre-se de que a última vez que a estrela esteve nessa situação, a fusão de hélio veio em seu socorro. A temperatura no centro da estrela acabou ficando quente o suficiente para que o produto da etapa anterior de fusão (hélio) se tornasse o combustível para a próxima etapa (fusão de hélio em carbono). Mas a etapa após a fusão dos núcleos de hélio requer uma temperatura tão quente que os tipos de estrelas de menor massa (menos de 2 massas solares) que estamos discutindo simplesmente não conseguem comprimir seus núcleos para alcançá-la. Nenhum outro tipo de fusão é possível para uma estrela assim.
Em uma estrela com massa semelhante à do Sol, a formação de um núcleo de carbono-oxigênio marca, portanto, o fim da geração de energia nuclear no centro da estrela. A estrela deve agora confrontar o fato de que sua morte está próxima. Discutiremos como estrelas como essa acabam com suas vidas em A Morte das Estrelas, mas, enquanto isso, a Tabela\(\PageIndex{1}\) resume os estágios discutidos até agora na vida de uma estrela com a mesma massa que a do Sol. Uma coisa que nos dá confiança em nossos cálculos da evolução estelar é que, quando fazemos diagramas H-R de aglomerados mais antigos, vemos estrelas em cada um dos estágios que discutimos.
| Estágio | Tempo nesta fase (anos) | Temperatura da superfície (K) | Luminosidade (\(L_{\text{Sun}}\)) | Diâmetro (Sol = 1) |
|---|---|---|---|---|
| Sequência principal | 11 bilhões | 6000 | \ (L_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">1 | 1 |
| Torna-se gigante vermelho | 1,3 bilhão | 3100 no mínimo | \ (L_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">2300 no máximo | 165 |
| Fusão de hélio | 100 milhões | 4800 | \ (L_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">50 | 10 |
| Gigante novamente | 20 milhões | 3100 | \ (L_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">5200 | 180 |
Perda de massa de estrelas gigantes vermelhas e formação de nebulosas planetárias
Quando as estrelas incham e se tornam gigantes vermelhas, elas têm raios muito grandes e, portanto, uma baixa velocidade de escape. 1 A pressão de radiação, as pulsações estelares e eventos violentos, como o flash de hélio, podem afastar átomos da atmosfera externa da estrela e fazer com que ela perca uma fração substancial de sua massa para o espaço. Os astrônomos estimam que quando uma estrela como o Sol atingir o ponto do flash de hélio, por exemplo, ela terá perdido até 25% de sua massa. E pode perder ainda mais massa ao subir o galho gigante vermelho pela segunda vez. Como resultado, estrelas envelhecidas são cercadas por uma ou mais camadas de gás em expansão, cada uma contendo até 10 a 20% da massa do Sol (ou 0,1—0,2\(M_{\text{Sun}}\)).
Quando a geração de energia nuclear no núcleo carbono-oxigênio cessa, o núcleo da estrela começa a encolher novamente e a esquentar à medida que fica cada vez mais comprimido. (Lembre-se de que essa compressão não será interrompida por outro tipo de fusão nessas estrelas de baixa massa.) A estrela inteira segue em frente, encolhendo e também se tornando muito quente, atingindo temperaturas de superfície de até 100.000 K. Essas estrelas quentes são fontes muito fortes de ventos estelares e radiação ultravioleta, que se espalham para as camadas de material ejetado quando a estrela era uma gigante vermelha. Os ventos e a radiação ultravioleta aquecem as conchas, ionizam-nas e as fazem brilhar (assim como a radiação ultravioleta de estrelas jovens e quentes produz regiões H II; veja Entre as Estrelas: Gás e Poeira no Espaço).
O resultado é a criação de alguns dos objetos mais bonitos do cosmos (veja a galeria na Figura\(\PageIndex{3}\) e a miniatura do capítulo). Esses objetos receberam um nome extremamente enganador quando encontrados pela primeira vez no século XVIII: nebulosas planetárias. O nome é derivado do fato de que algumas nebulosas planetárias, quando vistas através de um pequeno telescópio, têm uma forma redonda com uma semelhança superficial com planetas. Na verdade, eles não têm nada a ver com planetas, mas uma vez que os nomes são usados regularmente na astronomia, é extremamente difícil alterá-los. Existem dezenas de milhares de nebulosas planetárias em nossa própria galáxia, embora muitas estejam ocultas porque sua luz é absorvida pela poeira interestelar.
Como\(\PageIndex{3}\) mostra a Figura, às vezes uma nebulosa planetária parece ser um anel simples. Outros têm conchas tênues ao redor do anel brilhante, o que é evidência de que houve vários episódios de perda de massa quando a estrela era uma gigante vermelha (veja a imagem (d) na Figura\(\PageIndex{3}\)). Em alguns casos, vemos dois lóbulos de matéria fluindo em direções opostas. Muitos astrônomos pensam que um número considerável de nebulosas planetárias consiste basicamente na mesma estrutura, mas que a forma que vemos depende do ângulo de visão (Figura\(\PageIndex{4}\)). De acordo com essa ideia, a estrela moribunda é cercada por um disco de gás muito denso em forma de donut. (Os teóricos ainda não têm uma explicação definitiva de por que a estrela moribunda deveria produzir esse anel, mas muitos acreditam que estrelas binárias, que são comuns, estão envolvidas.)
À medida que a estrela continua perdendo massa, qualquer gás menos denso que sai da estrela não pode penetrar no toro, mas o gás pode fluir para fora em direções perpendiculares ao disco. Se olharmos perpendicularmente à direção do fluxo de saída, vemos o disco e os dois fluxos externos. Se olharmos “para baixo do barril” e para os fluxos, vemos um anel. Em ângulos intermediários, podemos ver estruturas maravilhosamente complexas. Compare os pontos de vista na Figura\(\PageIndex{4}\) com as imagens na Figura\(\PageIndex{3}\).
As conchas de nebulosas planetárias geralmente se expandem a velocidades de 20 a 30 km/s, e uma nebulosa planetária típica tem um diâmetro de cerca de 1 ano-luz. Se assumirmos que a camada de gás se expandiu a uma velocidade constante, podemos calcular que as camadas de todas as nebulosas planetárias visíveis para nós foram ejetadas nos últimos 50.000 anos, no máximo. Após esse período de tempo, as conchas se expandiram tanto que ficam muito finas e tênues para serem vistas. É um tempo muito curto em que cada nebulosa planetária pode ser observada (quando comparada com toda a vida útil da estrela). Dado o número dessas nebulosas que, no entanto, vemos, devemos concluir que uma grande fração de todas as estrelas evolui através da fase de nebulosa planetária. Como vimos que estrelas de baixa massa são muito mais comuns do que estrelas de alta massa, isso confirma nossa visão das nebulosas planetárias como uma espécie de “último suspiro” da evolução de estrelas de baixa massa.
Reciclagem cósmica
A perda de massa por estrelas moribundas é um passo fundamental no gigantesco esquema de reciclagem cósmica que discutimos em Between the Stars: Gas and Dust in Space. Lembre-se de que as estrelas se formam a partir de vastas nuvens de gás e poeira. À medida que terminam suas vidas, as estrelas devolvem parte de seu gás aos reservatórios galácticos de matéria-prima. Eventualmente, parte do material expelido de estrelas envelhecidas participará da formação de novos sistemas estelares.
No entanto, os átomos devolvidos à galáxia por uma estrela envelhecida não são necessariamente os mesmos que ela recebeu inicialmente. Afinal, a estrela fundiu hidrogênio e hélio para formar novos elementos ao longo de sua vida. E durante o estágio da gigante vermelha, o material das regiões centrais da estrela é dragado e misturado com suas camadas externas, o que pode causar mais reações nucleares e a criação de ainda mais novos elementos. Como resultado, os ventos que sopram para fora dessas estrelas incluem átomos que foram “recém-cunhados” dentro dos núcleos das estrelas. (Como veremos, esse mecanismo é ainda mais eficaz para estrelas de alta massa, mas funciona para estrelas com massas como a do Sol.) Dessa forma, a matéria-prima da galáxia não é apenas reabastecida, mas também recebe infusões de novos elementos. Você pode dizer que esse plano de reciclagem cósmica permite que o universo fique cada vez mais “interessante”.
o sol gigante vermelho e o destino da terra
Como a evolução do Sol afetará as condições na Terra no futuro? Embora o Sol tenha parecido razoavelmente estável em tamanho e luminosidade ao longo da história humana registrada, esse breve período não significa nada em comparação com as escalas de tempo que estamos discutindo. Vamos examinar as perspectivas de longo prazo para o nosso planeta.
O Sol ocupou seu lugar na sequência principal da idade zero há aproximadamente 4,5 bilhões de anos. Naquela época, ele emitia apenas cerca de 70% da energia que irradia hoje. Pode-se esperar que a Terra estivesse muito mais fria do que está agora, com os oceanos congelados. Mas se fosse esse o caso, seria difícil explicar por que existiam formas de vida simples quando a Terra tinha menos de um bilhão de anos. Os cientistas agora acham que a explicação pode ser que muito mais dióxido de carbono estava presente na atmosfera da Terra quando ela era jovem e que um efeito estufa muito mais forte manteve a Terra aquecida. (No efeito estufa, gases como dióxido de carbono ou vapor de água permitem que a luz do Sol entre, mas não permitem que a radiação infravermelha do solo escape de volta para o espaço, então a temperatura próxima à superfície da Terra aumenta.)
O dióxido de carbono na atmosfera da Terra tem diminuído constantemente à medida que o Sol aumenta em luminosidade. À medida que o Sol mais brilhante aumenta a temperatura da Terra, as rochas resistem mais rápido e reagem com o dióxido de carbono, removendo-o da atmosfera. O sol mais quente e o efeito estufa mais fraco mantiveram a Terra a uma temperatura quase constante durante a maior parte de sua vida. Essa notável coincidência, que resultou em condições climáticas bastante estáveis, tem sido a chave para o desenvolvimento de formas de vida complexas em nosso planeta.
Como resultado das mudanças causadas pelo acúmulo de hélio em seu núcleo, o Sol continuará a aumentar em luminosidade à medida que envelhece e mais e mais radiação atingirá a Terra. Por um tempo, a quantidade de dióxido de carbono continuará diminuindo. (Observe que esse efeito neutraliza os aumentos no dióxido de carbono das atividades humanas, mas em uma escala de tempo muito lenta para desfazer as mudanças no clima que provavelmente ocorrerão nos próximos 100 anos.)
Eventualmente, o aquecimento da Terra derreterá as calotas polares e aumentará a evaporação dos oceanos. O vapor de água também é um gás de efeito estufa eficiente e mais do que compensará a diminuição do dióxido de carbono. Mais cedo ou mais tarde (os modelos atmosféricos ainda não são bons o suficiente para dizer exatamente quando, mas as estimativas variam de 500 milhões a 2 bilhões de anos), o aumento do vapor de água causará um efeito estufa descontrolado.
Daqui a cerca de 1 bilhão de anos, a Terra perderá seu vapor de água. Na alta atmosfera, a luz solar decompõe o vapor de água em hidrogênio, e os átomos de hidrogênio que se movem rapidamente escapam para o espaço sideral. Como Humpty Dumpty, as moléculas de água não podem ser reunidas novamente. A Terra começará a se parecer com a Vênus de hoje, e as temperaturas se tornarão muito altas para a vida como a conhecemos.
Tudo isso acontecerá antes mesmo que o Sol se torne um gigante vermelho. Então a má notícia realmente começa. O Sol, à medida que se expande, engolirá Mercúrio e Vênus, e o atrito com a atmosfera externa de nossa estrela fará com que esses planetas espiralem para dentro até que estejam completamente vaporizados. Não está totalmente claro se a Terra escapará de um destino semelhante. Conforme descrito neste capítulo, o Sol perderá parte de sua massa ao se tornar um gigante vermelho. A atração gravitacional do Sol diminui quando ele perde massa. O resultado seria que o diâmetro da órbita da Terra aumentaria (lembre-se da terceira lei de Kepler). No entanto, cálculos recentes também mostram que as forças devido às marés levantadas no Sol pela Terra agirão na direção oposta, fazendo com que a órbita da Terra encolha. Assim, muitos astrofísicos concluem que a Terra será vaporizada junto com Mercúrio e Vênus. Se essa terrível previsão é verdadeira ou não, há poucas dúvidas de que toda a vida na Terra certamente será incinerada. Mas não perca o sono por causa disso — estamos falando de eventos que ocorrerão daqui a bilhões de anos.
Quais são então as perspectivas de preservar a vida na Terra como a conhecemos? A primeira estratégia que você poderia imaginar seria levar a humanidade para um planeta mais distante e mais frio. No entanto, os cálculos indicam que há longos períodos de tempo (várias centenas de milhões de anos) em que nenhum planeta é habitável. Por exemplo, a Terra fica muito quente para viver muito antes de Marte aquecer o suficiente.
Uma alternativa melhor pode ser mover a Terra inteira progressivamente mais longe do Sol. A ideia é usar a gravidade da mesma forma que a NASA a usou para enviar espaçonaves para planetas distantes. Quando uma espaçonave voa perto de um planeta, o movimento do planeta pode ser usado para acelerar a espaçonave, desacelerá-la ou redirecioná-la. Os cálculos mostram que, se redirecionássemos um asteróide para que ele siga apenas a órbita correta entre a Terra e Júpiter, ele poderia transferir energia orbital de Júpiter para a Terra e mover a Terra lentamente para fora, afastando-nos do Sol em expansão a cada sobrevôo. Como temos centenas de milhões de anos para mudar a órbita da Terra, o efeito de cada sobrevoo não precisa ser grande. (É claro que é melhor que as pessoas que dirigem o asteróide coloquem a órbita exatamente correta e não façam com que o asteróide atinja a Terra.)
Pode parecer loucura pensar em projetos para mover um planeta inteiro para uma órbita diferente. Mas lembre-se de que estamos falando sobre o futuro distante. Se, por algum milagre, os seres humanos conseguirem se dar bem por todo esse tempo e não se explodirem em pedaços, é provável que nossa tecnologia seja muito mais sofisticada do que é hoje. Também pode ser que, se os humanos sobreviverem por centenas de milhões de anos, possamos se espalhar para planetas ou habitats ao redor de outras estrelas. De fato, a Terra, até então, pode ser um mundo de museus para o qual jovens de outros planetas retornam para aprender sobre a origem de nossa espécie. Também é possível que a evolução até então tenha nos mudado de maneiras que nos permitam sobreviver em ambientes muito diferentes. Não seria empolgante ver como a história da raça humana se desenrola depois de todos esses bilhões de anos?
Conceitos principais e resumo
Depois que as estrelas se tornam gigantes vermelhas, seus núcleos acabam ficando quentes o suficiente para produzir energia ao fundir hélio para formar carbono (e às vezes um pouco de oxigênio). A fusão de três núcleos de hélio produz carbono por meio do processo triplo-alfa. O início rápido da fusão de hélio no núcleo de uma estrela de baixa massa é chamado de flash de hélio. Depois disso, a estrela se torna estável e reduz sua luminosidade e tamanho brevemente. Em estrelas com massas cerca do dobro da massa do Sol ou menos, a fusão é interrompida após o esgotamento do hélio no núcleo. A fusão de hidrogênio e hélio em conchas ao redor do núcleo em contração torna a estrela novamente uma gigante vermelha brilhante, mas apenas temporariamente. Quando a estrela é uma gigante vermelha, ela pode perder suas camadas externas e, assim, expor camadas internas quentes. As nebulosas planetárias (que não têm nada a ver com planetas) são camadas de gás ejetadas por essas estrelas, incendiadas pela radiação ultravioleta da estrela central moribunda.
Notas de pé
1 Lembre-se de que a força da gravidade depende não apenas da massa que faz a tração, mas também da nossa distância do centro de gravidade. À medida que uma estrela gigante vermelha fica muito maior, um ponto na superfície da estrela agora está mais distante do centro e, portanto, tem menos gravidade. É por isso que a velocidade necessária para escapar da estrela diminui.
Glossário
- flash de hélio
- uma ignição quase explosiva de hélio no processo triplo-alfa no núcleo denso de uma estrela gigante vermelha
- nebulosa planetária
- uma camada de gás ejetada e se expandindo para longe de uma estrela extremamente quente de baixa massa que está chegando ao fim de sua vida (as nebulosas brilham por causa da energia ultravioleta da estrela central)
- processo triplo-alfa
- uma reação nuclear pela qual três núcleos de hélio são construídos (fundidos) em um núcleo de carbono