7 estágios principais de uma estrela

Estrelas como o sol são grandes bolas de plasma que inevitavelmente preenchem o espaço ao seu redor com luz e calor. As estrelas vêm em uma variedade de massas, e a massa determina o quão quente a estrela queimará e como ela morrerá. Estrelas pesadas se transformam em supernovas, estrelas de nêutrons e buracos negros, enquanto estrelas médias, como o Sol, acabam com a vida como uma anã branca cercada por uma nebulosa planetária em extinção. Todas as estrelas, no entanto, seguem aproximadamente o mesmo ciclo de vida básico de sete estágios, começando como uma nuvem de gás e terminando como um remanescente estelar.

TL; DR (muito longo; Não li)

A gravidade transforma nuvens de gás e poeira em proto-estrelas. Uma protoestrela se transforma em uma estrela da sequência principal que eventualmente fica sem combustível e entra em colapso mais ou menos violentamente, dependendo de sua massa.

Uma estrela começa a vida como uma grande nuvem de gás. A temperatura dentro da nuvem é baixa o suficiente para a formação de moléculas. Algumas das moléculas, como o hidrogênio, se iluminam e permitem que os astrônomos as vejam no espaço. O Complexo Orion Cloud no sistema Orion serve como um exemplo próximo de uma estrela nesta fase da vida.

À medida que as partículas de gás na nuvem molecular colidem umas com as outras, é criada energia térmica, o que permite que um aglomerado quente de moléculas se forme na nuvem de gás. Este aglomerado é conhecido como Protostar. Como as proto-estrelas são mais quentes do que outros materiais na nuvem de moléculas, essas formações podem ser vistas com visão infravermelha. Dependendo do tamanho da nuvem de moléculas, várias protoestrelas podem formar uma nuvem.

No estágio T-Tauri, uma jovem estrela começa a produzir ventos fortes, que afastam o gás e as moléculas circundantes. Isso permite que a estrela em formação se torne visível pela primeira vez. Os cientistas podem localizar uma estrela no estágio T-Tauri sem a ajuda de ondas infravermelhas ou de rádio.

Eventualmente, a jovem estrela atinge o equilíbrio hidrostático, no qual sua compressão da gravidade é equilibrada por sua pressão externa, dando-lhe uma forma sólida. A estrela então se torna uma estrela da sequência principal. Ele passará 90% de sua vida neste estágio, fundindo moléculas de hidrogênio e formando hélio em seu núcleo. O sol de nosso sistema solar está atualmente em sua fase de sequência principal.

Uma vez que todo o hidrogênio no núcleo da estrela é convertido em hélio, o núcleo colapsa sobre si mesmo, fazendo com que a estrela se expanda. À medida que se expande, primeiro se torna uma estrela subgigante, depois uma gigante vermelha. As gigantes vermelhas têm superfícies mais frias do que as estrelas da sequência principal; e por causa disso, eles aparecerão vermelhos em vez de amarelos. Se a estrela for massiva o suficiente, ela pode se tornar grande o suficiente para ser classificada como uma supergigante.

À medida que se expande, a estrela começa a fundir moléculas de hélio em seu núcleo, e a energia dessa reação evita que o núcleo entre em colapso. Assim que a fusão do hélio termina, o núcleo encolhe e a estrela começa a fundir carbono. Este processo se repete até que o ferro comece a aparecer no núcleo. A fusão de ferro absorve energia, então a presença de ferro causa o colapso do núcleo. Se a estrela tiver massa suficiente, a implosão criará uma supernova. Estrelas menores, como o sol, se contraem pacificamente em anãs brancas, enquanto suas camadas externas se irradiam como nebulosas planetárias.

A explosão de uma supernova é um dos eventos mais brilhantes do universo. A maior parte do material da estrela é soprado para o espaço, mas o núcleo implode rapidamente em uma estrela de nêutrons ou em uma singularidade conhecida como um buraco negro. Estrelas menos massivas não explodem assim. Seus núcleos se contraem em pequenas estrelas quentes chamadas anãs brancas, enquanto o material externo se afasta. Estrelas menores que o sol não têm massa suficiente para queimar com nada além de um brilho vermelho durante sua sequência principal. Essas anãs vermelhas, que são difíceis de detectar, mas podem ser as estrelas mais comuns por aí, podem queimar por trilhões de anos. Os astrônomos suspeitam que algumas anãs vermelhas estão em sua sequência principal logo após o Big Bang.