Quem nunca tentou descrever as estrelas no firmamento? Centenas, milhares, milhões… Numerá-los é uma tarefa impossível, já lhe dissemos. Porém, embora possa parecer que levante número infinito é uniforme e que o número de pontos luminosos no firmamento não varia, não é o caso: estrelas velhas desaparecem e novas ocupam lugares que antes estavam vazios. Em outras palavras, as estrelas também nascemos e morremostornando o firmamento que observamos à noite muito variável.
Na verdade, entre o seu promanação e a sua morte, as estrelas vivem fases diferentes, evoluindo de um para outro e alterando características tão importantes quanto sua forma física ou sua elaboração. A nebulosa estelar, anã branca ou supernova lhe parece familiar? Pois muito, todos eles representam diferentes momentos pelos quais uma estrela pode passar.
FORMAÇÃO DE UMA ESTRELA
Mas comecemos pelo início: o promanação de uma estrela. É um processo que se inicia nas nuvens de gás e poeira do meio interestelar, conhecidas porquê nebulosas. Estas nuvens, compostas principalmente por hidrogénio e hélio, muito porquê vestígios de outros elementos mais pesados, fornecem o material necessário para dar origem a uma estrela, mas um perturbação do “empurrão” inicial. Deve ser uma perturbação cósmica causada pela explosão de uma supernova ou pela passagem de uma vaga de choque que, graças à sua magnitude, atinge estancar poeira e gásaumentando a densidade e causando a formação de núcleos gravitacionais.
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À medida que esses núcleos entram em colapso sob o seu próprio peso, um disco protoplanetário em torno daquela estrela incipiente – isto é, um aro de materiais pesados orbitando o núcleo da estrela em colapso. No meio do disco, a temperatura e a pressão aumentar gradualmenteatingindo níveis suficientes para desencadear a fusão nuclear e, consequentemente, marcando oficialmente o promanação da novidade estrela.
Durante levante período, a estrela está no que é divulgado porquê Sequência Hayashi, onde sua força é gerada principalmente através da contração gravitacional. No entanto, com o tempo, a estrela atingirá um estabilidadeneutralizando a força da sisudez com a pressão gerada pela força liberada de seu núcleo.
Nebulosa da Tarântula.
A SEQUÊNCIA PRINCIPAL
Assim, uma vez que a estrela perde esta instabilidade, ela entra no sequência principalou seja, a tempo mais equilibrada e duradoura da sua vida, onde a maior segmento da sua existência ocorre de forma simetria entre a sisudez que tende a colapsar a estrela e a pressão interna gerada por aquela fusão nuclear no núcleo. Durante esta tempo, a estrela converte hidrogênio em hélio através da fusão, liberando força que fornece o calor e a luz que fazem a estrela cintilar.
As menores estrelas, porquê anãs vermelhas, podem permanecer na sequência principal durante milhares de milhões de anos, pois queimam o seu hidrogénio a um ritmo muito mais lento do que estrelas mais massivas. Por outro lado, estes últimos, mais densos e massivos, porquê o gigantes azuistêm uma vida útil mais curta na sequência principal, pois queimam seu combustível nuclear em um ritmo muito mais rápido.
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No entanto, seja qual for a estrela, todas elas experimentam mudanças sutis em sua estrutura interna e fulgor superficial durante sua permanência nesta tempo, à medida que se movem em direção a uma exaustão gradual do seu hidrogénio nuclear. Estas alterações podem manifestar-se em variações na sua temperatura superficial, na sua luminosidade aparente e numa outra série de parâmetros identificadores.
Diagrama de estrelas na sequência principal.
EVOLUÇÃO E MORTE ESTELAR
Para estrelas de baixa e média volume, porquê o nosso Sol, a permanência na sequência principal é quase 10 bilhões de anos – O Sol está nesta tempo há 4,5 milénio milhões de anos e espera-se que permaneça lá por mais 4,5 milénio milhões de anos. No entanto, à medida que o hidrogénio se esgota, estes tipos de estrelas muitas vezes expandem-se para se tornarem gigantes vermelhas, libertando as suas camadas exteriores para o espaço para formar nebulosas e eventualmente tornar-se anãs brancasremanescentes frios e densos que congelam lentamente com o tempo.
Por outro lado, estrelas massivas, com volume várias vezes superior à do Sol, têm vidas mais curtas e evoluções muito mais rápidas. violento e explosivo. Assim, queimam o seu hidrogénio a um ritmo muito mais rápido, esgotando o seu combustível nuclear em exclusivamente alguns minutos. alguns milhões de anos.
Ao trespassar da sequência principal, essas estrelas podem testar eventos cataclísmicos, porquê explosões de supernovasque liberam enormes quantidades de força e material no espaço, enriquecendo o meio interestelar com elementos pesados produzidos nas reações nucleares da estrela já moribunda.