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a star is a sphere of gas held together by its own gravity. A estrela mais brilhante da Terra é o nosso próprio sol, por isso temos um exemplo que os astrónomos podem estudar em detalhe. As lições que aprendemos sobre o sol podem ser aplicadas a outras estrelas.
Conte-me mais sobre o sol
A vida de uma estrela é uma luta constante contra a força da gravidade. A gravidade trabalha constantemente para tentar causar o colapso da estrela., O núcleo do Thestar, no entanto, é muito quente, o que cria pressão dentro do gás. Esta pressão contrasta a força da gravidade, colocando a estrela no que é chamado de equilíbrio hidrostático. Uma estrela está bem desde que a estrela tenha este equilíbrio entre a gravidade puxando a estrela para dentro e a pressão empurrando a estrela para fora.
Diagrama mostrando os ciclos de vida de estrelas sol-likeand massivas. Clique na imagem para uma versão maior., (Credit: NASA and Night Sky Network)
durante a maior parte da vida de uma estrela, o calor interior e a radiação são fornecidos por reações nucleares no núcleo da estrela. Esta fase da vida da estrela é chamada de sequência principal.antes de uma estrela atingir a sequência principal, a estrela está se contraindo e seu núcleo ainda não é quente ou denso o suficiente para iniciar reações nucleares. Assim, até atingir a sequência principal, o suporte hidrostático é fornecido pelo calor gerado pela contração.
em algum momento, a estrela vai ficar sem material em seu núcleo para essas reações nucleares., Quando a estrela fica sem combustível nuclear, chega ao fim do seu tempo na sequência principal. Se a estrela é grande o suficiente, ela pode passar por uma série de reações nucleares menos eficientes para produzir calor interno. No entanto, eventualmente essas reações não gerarão mais calor suficiente para suportar a estrela novamente a sua própria gravidade e a estrela entrará em colapso.
evolução estelar
uma estrela nasce, vive e morre, tal como tudo na natureza. Usando observações de estrelas em todas as fases de suas vidas, astrônomos construíram um ciclo de vida pelo qual todas as estrelas parecem passar., O estado e a vida de uma estrela depende principalmente da sua massa.
Hubble image of the Eagle Nebula, astellar nursery. (Credit: NASA/ESA/Hubble Heritage Team)
All stars begin their lives from the collapse of material in a giantmolecular cloud. Estas nuvens são nuvens que se formam entre as estrelas e consistem principalmente de gás molecular e poeira. A turbulência dentro da cloudcauses nós para formar-se que pode então colapsar sob a sua própria atração gravitacional. À medida que o nó cai, o material no centro começa a aquecer., Esse núcleo quente é chamado de protostar e willeventualmente se torna uma estrela.
a nuvem não colapsa em apenas uma grande estrela, mas diferentes grupos de material tornar-se-ão cada um na sua própria protoestrela. É por isso que estas camadas de material são muitas vezes chamadas de nuseries estelares são lugares onde muitas estrelas se formam. à medida que a protoestrela ganha massa, o seu núcleo fica mais quente e mais denso. Em algum ponto, será quente o suficiente e denso o suficiente para o hidrogênio começar a se fundir em hélio. Tem de ser 15 milhões de Kelvin no núcleo de fusão para começar., Quando a protoestrela começa a fundir hidrogénio, entra na fase da “sequência principal” da sua vida. as estrelas na sequência principal são aquelas que fundem o hidrogénio nos seus núcleos. A radiação e o calor desta reacção impedem a força da gravidade de colapsar a estrela durante esta fase da vida da thestar. Esta é também a fase mais longa da vida de uma estrela. O nosso sol vai gastar cerca de 10 mil milhões de anos na sequência principal. No entanto, uma estrela mais massiva usa seu combustível mais rápido, e pode estar apenas na sequência principal por milhões de anos.
eventualmente o núcleo da estrela fica sem hidrogênio., Quando isso acontece, a estrela já não consegue resistir à gravidade. Suas camadas interiores começam a entrar em colapso, que esmaga o núcleo, aumentando a pressão e a temperatura no núcleo da estrela. Enquanto as co-colapsos, as camadas externas de material na estrela se expandem para fora.A estrela expande se para maior do que alguma vez foi-algumas centenas de vezes maior! Neste ponto a estrela é chamada de gigante vermelha.
O Que Acontece a seguir depende de como a massa da estrela.,
the Fate of Medium-size Stars
Hubble image of planetary nebula IC 418,also known as the Spirograph Nebula. (Crédito: NASA / Hubble HeritageTeam)
quando uma estrela de tamanho médio (até cerca de 7 vezes a massa do sol)atinge a fase gigante vermelha de sua vida, o núcleo terá suficiente calor e pressão para causar hélio para se fundir em carbono, dando ao núcleo um alívio de seu colapso.uma vez que o hélio no núcleo tenha desaparecido, a estrela perderá a maior parte de itsmass, formando uma nuvem de material chamada nebulosa planetária., O núcleo da estrela arrefecerá e encolher-se-á, deixando para trás uma pequena bola quente chamada anà awhite. Uma anã branca não colapsa contra a gravidade devido à pressão dos electrões que se repelem no seu núcleo.
O Destino de Estrelas de grande massa
Chandra de raios-X de imagem da supernova remnantCassiopeia A. A mostra cores diferentes comprimentos de onda de raios-X beingemitted pela matéria que tenha sido ejetado da estrela central.No centro está uma estrela de nêutrons., (Crédito: NASA/CSC/SAO)
uma estrela gigante vermelha com mais de 7 vezes a massa do sol é engordada para um final mais espetacular.
estas Estrelas de alta massa passam por alguns dos mesmos passos que as estrelas de massa média. Primeiro,as camadas exteriores incham em uma estrela gigante, mas ainda maior, formando uma supergigante vermelha. Em seguida, o núcleo começa toshrink, tornando-se muito quente e denso. Então, a fusão do hélio em carbonbeginas no núcleo. Quando o suprimento de hélio se esgota, o núcleo se retrairá novamente, mas uma vez que o núcleo tem mais massa, ele se tornará quente e rápido o suficiente para fundir carbono em néon., Na verdade, quando o fornecimento de carbono é usado, outras reações de fusão ocorrem, até que o núcleo é preenchido com átomos de ferro.até este ponto, as reações de fusão produzem energia, permitindo que a thestar lute contra a gravidade. No entanto, fundir ferro requer uma entrada de energia, em vez de produzir excesso de energia. Com um núcleo cheio de Ferro, a estrela perderá a luta contra a gravidade.
A temperatura do núcleo sobe para mais de 100 bilhões de graus à medida que os ironatoms são esmagados juntos., A força repulsiva entre os núcleos de carga positiva supera a força da gravidade, e o corerecoils para fora do coração da estrela em uma onda de choque explosiva. Em um dos eventos mais espetaculares do Universo, o choque impulsiona o material para longe da estrela em uma tremenda explosão chamada asupernova. O material espalha-se para o espaço interestelar.cerca de 75% da massa da estrela é ejetada para o espaço na Supernova. O destino do núcleo esquerdo depende da sua massa. Se o núcleo à esquerda For cerca de 1,4 a 5 vezes a massa do nosso Sol, colapsará numa estrela de neutrões., Se o núcleo for maior, cairá num buraco negro. Para se transformar em uma estrela de nêutrons, uma estrela deve começar com cerca de 7 a 20 vezes a massa do sol antes da supernova. Só estrelas com mais de 20 vezes a massa do sol se tornarão buracos negros.
atualizado: fevereiro de 2014