Ciclo de vida de uma pequena estrela

Uma estrela não só cintilam no céu . Ele trava uma batalha ao longo da vida contra a força da gravidade . Quanto mais pesada a estrela , mais forte sua gravidade , e mais difícil se deve lutar para evitar um colapso. As estrelas maiores viver rápido e morrer jovem , saindo em um momento de glória . Mas uma pequena estrela , como o nosso Sol , pode -se dizer que morrer pacificamente em sua cama depois de uma vida muito longa . Definições

descrever o tamanho de uma estrela usando a própria massa do nosso Sol , uma "massa solar", como a unidade de medida comum . É preciso um pouco mais de 0,08 de uma massa solar para uma estrela de queima de hidrogênio para formar em tudo. A partir daí, podemos dizer que a estrela é "pequeno" se não tiver mais de 1,4 massas solares. Esse número não é arbitrário , mas descreve o ponto de viragem entre duas distintas estelares comportamentos de fim de vida
Protoestrela

Todas as estrelas começam da mesma maneira. ; como proto-estrelas decorrentes do colapso nebulosas . Uma nebulosa é uma nuvem de poeira e gás , a maior parte de hidrogênio. A gravidade faz com que esta nuvem a girar e contrato , formando uma massa central que cresce cada vez mais quente , como sua densidade aumenta . Outras massas também podem formar , varrendo as camadas exteriores da nebulosa ; estes se tornarão planetas.
Sequência Principal

Eventualmente, a protoestrela cresce denso e quente o suficiente para desencadear a fusão nuclear do hidrogênio em seu núcleo. Este processo converte hidrogénio em hélio , a produção de luz , calor e pressão de radiação suficiente para impedir o colapso gravitacional do proto . A fase de protoestrela está terminado, a seqüência principal já começou, e uma nova estrela nasceu .
Red Giant

Depois de cerca de 10 bilhões anos, a uma pequena estrela de núcleo vai ficar sem hidrogênio. As reações nucleares parar. A geração de pressão de radiação cessa. Colapso gravitacional acontecer novamente, aumentando a densidade eo calor do núcleo até que as temperaturas são suficientes para desencadear a fusão do hélio em carbono. A pressão de radiação resultante fará com que as camadas exteriores da estrela para expandir a um raio tão grande quanto a da órbita de Mercúrio, Vênus, ou até mesmo a Terra. À medida que se expandem, eles esfriam , ficando vermelho . Chamamos uma estrela nesta fase da sua vida uma gigante vermelha
anã branca

O processo se repete quando a oferta do núcleo de hélio se esgota : . Reações nucleares parar e colapso gravitacional recomeça. Em uma pequena estrela, não haverá mais reações nucleares. Em vez disso, a estabilidade será retomada quando os elétrons de carbono vêm tão próximos que a pressão de degeneração dos elétrons ocorre com força suficiente para equilibrar a gravidade e impedir um novo colapso da estrela.

Enquanto isso , as camadas exteriores da estrela se expandem, formando uma nuvem de componentes estelares que orbitam o que resta do núcleo da estrela. Esta nuvem é uma nebulosa planetária . A estrela é agora uma anã branca. Continuará escurecimento e arrefecimento até que toda a sua energia de calor se foi.