Quanto ferro é necessário para "matar" uma estrela? Em outras palavras, quanto ferro é produzido por esta estrela antes dela morrer?

Grandes estrelas podem passar por vários ciclos de fusão, formando "camadas" em torno do núcleo, até chegarem a fundir ferro.

Só para se ter uma ideia, esta é a duração de cada ciclo para uma estrela com vinte massas solares:

Hidrogênio - aproximadamente dez milhões de anos

Hélio - aproximadamente um milhão de anos

Carbono - aproximadamente mil anos

Oxigênio - aproximadamente um ano

Silício - aproximadamente uma semana

Ferro - menos de um dia

Quando uma grande estrela começa a fundir silício em seu núcleo, ela entra em seu estágio final. Conforme o silício funde, ferro e níquel são produzidos. O problema é que estes dois elementos não se fundem, porque sua fusão não libera energia, já que o ferro tem a maior energia de ligação nuclear de todos os núcleos atômicos. Diferentemente de todas as outras fases de fusão, onde o núcleo da estrela não é esmagado pela gravidade graças à pressão da radiação gerada pela fusão nuclear, a única coisa que ajuda a impedir o colapso de um núcleo estelar feito de ferro é a pressão da degeneração dos elétrons.

O Princípio de Exclusão de Pauli diz que dois férmions (neste caso, dois elétrons) com o mesmo spin não podem ocupar o mesmo estado energético no mesmo volume de espaço ao mesmo tempo. Quando aplicamos isto à escala macro, a natureza não permite a ilimitada compressão da matéria até densidades extremas sem que a matéria em si sofra mudanças dramáticas e catastróficas em seu caráter fundamental.

Conforme a matéria é comprimida sobre o núcleo estelar de ferro, os elétrons e os núcleos atômicos são forçados a ficar cada vez mais próximos. Os elétrons já não estão associados a nenhum núcleo atômico específico, agora formam uma espécie de mar de elétrons que estão a distâncias minúsculas uns dos outros, graças à contínua e rápida troca de fótons virtuais. Quanto mais estes elétrons são forçados a ficar próximos uns dos outros, mais furiosa esta troca se torna e mais rapidamente os elétrons se movem.

O problema é que não dá para fazer isto indefinidamente, já que não é possível ultrapassar a velocidade da luz. Este é o Limite de Chandrasekhar, que ocorre quando a massa do núcleo estelar de ferro atinge 1,4 massas solares. Assim que isto acontece, os elétrons são forçados a viajar à velocidade da luz, o que não podem fazer. Isto significa que a pressão de degeneração dos elétrons chegou ao final, e o núcleo, agora, vai desmoronar sobre si e formar uma estrela de nêutrons… MUITO rapidamente.

De uma gigantesca esfera de ferro com muitos milhares de quilômetros de diâmetro, o núcleo agora se tornará uma estrela de nêutrons com um diâmetro de dezesseis a vinte e quatro quilômetros, aproximadamente… Em questão de segundos.

Acima dela, aquelas camadas de carbono, oxigênio e silício começam a desmoronar, também, porque se formou um enorme vazio onde estava o núcleo de ferro. Toda esta matéria está agora em queda livre em direção àquela esfera compacta de nêutrons, e sua velocidade pode chegar a entre trinta e quarenta por cento a da luz. O impacto disto tudo com o núcleo ultra-denso de nêutrons, mais a liberação de tanta energia potencial gravitacional é o que gera a energia devastadora de uma supernova. Dentro da explosão as temperaturas podem alcançar bilhões de graus, o que permite a fusão e a formação de quantidades consideráveis dos elementos químicos mais pesados do que o ferro. É assim que as supernovas semeiam o espaço para a futura formação de sistemas solares.