Qual é o ciclo de vida de uma estrela?
Uma estrela começa como uma nuvem de gás interestelar, principalmente de hidrogênio. Eventualmente, pequenos diferenciais de densidade começam a nuvem para 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, orbitado pelo gás nas franjas, criando o que é chamado de disco de acreção.
A etapa crítica 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 de ferro, liberando energia no processo. Os primeiros átomos a se fundirem em uma nuvem estrela de condensação são provavelmente átomos de deutrium, 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 fundir e, portanto, provavelmente começariam primeiro. Fusar núcleos atômicos é difícil de alcançar por causa da repulsão eletrostática causada pelas conchas de elétrons de BOOs átomos. Com o núcleo de algumas dúzias de milhões de graus ou mais, as estrelas infantis são frequentemente os corpos mais enérgicos para anos -luz do mundo.
A grande maioria dos átomos dos quais nossos corpos são feitos foram sintetizados 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 depende de sua massa. A maioria das estrelas passa a maior parte de suas vidas no que é chamado de sequência principal, fundindo -se junto núcleos leves em reações energéticas. Quando começam a se fundir todo o seu hidrogênio, as estrelas começam a perder energia. Para estrelas cerca de 0,4 vezes a massa of nosso sol ou abaixo, isso causa colapso gravitacional. A estrela se transforma em um anão vermelho homogêneo e nunca mais fusou 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 fundem facilmente, então fica por aí. Sua maior densidade faz com que o hidrogênio seja reunido com muita força nas camadas acima dela, acelerando a fusão do hidrogênio restante e tornando a estrela de 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 a gigante vermelha gasta seu combustível, ele entra em colapso violentamente. A força de cisalhamento da matéria, esfregando juntos, libera uma enorme quantidade de energia, causando uma explosão de supernova. As supernovas são alguns dos fenômenos mais enérgicos do universo, um final adequado para a vida majestosa de uma estrela.