Qual é o ciclo de vida de uma estrela?
Uma estrela começa como uma nuvem de gás interestelar, feita principalmente de hidrogênio. Eventualmente, pequenos diferenciais de densidade começam a nuvem começar a criar poços de gravidade, puxando outras partículas para mais perto e condensando-as. Com o tempo, esse processo de compactação cria uma nuvem central de formato esférico, orbitada pelo gás nas margens, criando o que é chamado de disco de acreção.
O passo crítico no nascimento de uma estrela é a criação de níveis de densidade suficientes para iniciar a fusão de hidrogênio. A fusão reúne núcleos atômicos mais leves que o ferro, liberando energia no processo. Os primeiros átomos a se fundirem em uma nuvem estelar condensada provavelmente são átomos de deutrio, um isótopo de hidrogênio com um nêutron. Apesar de sua escassez em relação ao hidrogênio convencional, eles exigem uma temperatura e pressão mais baixas para se fundirem e, portanto, provavelmente começariam primeiro. É difícil conseguir a fusão de núcleos atômicos devido à repulsão eletrostática causada pelas camadas de elétrons de ambos os átomos.
Depois que o deutrium na nuvem estelar inflama e começa a liberar quantidades prodigiosas de energia, é apenas uma questão de tempo até que o hidrogênio circundante comece a se fundir e o corpo celeste se torne uma verdadeira estrela. Com um núcleo de algumas dezenas de milhões de graus ou mais, as estrelas infantis são frequentemente os corpos mais energéticos nos anos-luz do ano.
A grande maioria dos átomos dos quais nossos corpos são feitos foi sintetizada pela fusão de núcleos atômicos em um processo chamado nucleossíntese estelar. A maioria dos átomos além do hidrogênio é formada dessa maneira.
O futuro e a vida útil de uma estrela dependem de sua massa. A maioria das estrelas passa a maior parte de sua vida no que é chamado de Sequência Principal, fundindo núcleos leves em reações energéticas. Quando eles começam a fundir todo o hidrogênio, as estrelas começam a perder energia. Para estrelas com cerca de 0,4 vezes a massa do nosso Sol ou menos, isso causa colapso gravitacional. A estrela se transforma em uma anã vermelha homogênea e nunca mais fundirá elementos.
Para estrelas 0,4 vezes a massa do nosso Sol até cerca de dez vezes, o hélio começa a se agregar no núcleo da estrela à medida que o processo de fusão continua. O hélio não se funde facilmente, apenas fica por aí. Sua maior densidade faz com que o hidrogênio seja pressionado fortemente nas camadas acima, acelerando a fusão do hidrogênio restante e tornando a estrela 1.000 a 10.000 vezes mais brilhante. Isso produz um gigante vermelho, com um raio semelhante à distância em que a terra orbita o sol. Depois que o gigante vermelho gasta seu combustível, entra em colapso violentamente. A força de cisalhamento da matéria que se esfrega libera uma tremenda quantidade de energia, causando uma explosão de supernova. As supernovas são alguns dos fenômenos mais energéticos do universo, um final adequado para a vida majestosa de uma estrela.