Vida de Estrela

Estrela são grandes esferas de gases.
Novas estrelas se formam a partir de grandes e frias (10 kelvins) nuvens de poeira e gás (principalmente hidrogênio) que se encontram entre as estrelas existentes em uma galáxia. Geralmente, ocorre algum tipo de perturbação da gravidade da nuvem, como a passagem de uma estrela em suas proximidades ou a onda de choque da explosão de uma supernova.
1-A perturbação faz com que grumos se formem no interior da nuvem.
2-Os grumos entram em colapso entre si, arrastando junto o gás pela gravidade.
3-O colapso do grumo causa compressão e aquecimento.
4-Após o colapso, o grumo começa a girar e a se achatar em um disco.
5-O disco continua a girar cada vez mais rápido, a arrastar mais gás e poeira para dentro e a se aquecer.
6-Depois de aproximadamente um milhão de anos, um pequeno, quente (1500 k) e denso núcleo se forma no centro do disco: esse núcleo é denominado protoestrela.
7-À medida que o gás e a poeira continuam a cair para o interior do disco, eles conferem mais energia à protoestrela, que se aquece ainda mais.
8-Quando a temperatura da protoestrela atinge cerca de 7 milhões de kelvins, o hidrogênio começa a se fundir para se tornar hélio e liberar energia.
9-O material continua a cair para o interior da jovem estrela por milhões de anos porque o colapso em razão da gravidade é maior do que a pressão expansiva exercida pela fusão nuclear. Assim, a temperatura interna da protoestrela aumenta.
10-Se uma massa suficiente (0,1 massa solar ou maior) entrar em colapso para o interior da protoestrela e a temperatura se elevar a ponto de sustentar a fusão, então a protoestrela liberará uma enorme massa de gás na forma de um jato chamado fluxo bipolar.
11-Se a massa não for suficiente, não se formará uma estrela, e em vez disso se tornará uma anã marrom.
12-O fluxo bipolar elimina gás e poeira da jovem estrela.
13-Uma parte desse gás e poeira poderá mais tarde se aglomerar para formar planetas.
14-A jovem estrela agora está estável.
15-A pressão expansiva proveniente da fusão do hidrogênio equilibra a atração gravitacional voltada para dentro.
16-A estrela entra na seqüência principal e seu lugar nessa seqüência dependerá de sua massa.

Agora que a estrela está estável, ela tem os mesmos constituintes que o Sol: núcleo - onde ocorrem as reações de fusão nuclear; zona radiativa - onde os fótons retiram energia do núcleo; zona convectiva - onde as correntes de convecção carregam energia na direção da superfície. Entretanto, o interior pode variar em relação à localização das camadas. Estrelas como o Sol, e aquelas com menos massa que ele, possuem as camadas na seqüência descrita acima. Estrelas com várias vezes a massa do Sol possuem camadas convectivas profundas em seus núcleos e camadas radiativas externas. Em contraste, as estrelas intermediárias entre o Sol e aquelas com maior massa podem ter somente uma camada radiativa. Vida na seqüência principalAs estrelas na seqüência principal queimam por meio da fusão de hidrogênio em hélio. Estrelas grandes tendem a ter temperaturas mais elevadas no núcleo do que estrelas menores. Assim, as estrelas grandes queimam rapidamente o combustível hidrogênio no núcleo, ao passo que as estrelas menores o fazem de modo mais lento. A extensão de tempo que elas passam na seqüência principal depende de quão rapidamente o hidrogênio é consumido. Portanto, as estrelas de maior massa possuem tempos de vida mais curtos (o Sol queimará por aproximadamente 10 bilhões de anos). O que acontece assim que o hidrogênio no núcleo se esgota depende da massa da estrela.