Estrelas evoluem ao longo de milhões de anos. Eles são nascido quando se acumula uma grande quantidade de matéria em um espaço. O material é comprimido e aquece-se até você começa uma reação nuclear, consumindo a matéria, convertendo-as em energia. Pequenas estrelas gastá-lo lentamente e por último mais longo do que grandes.
Teorias sobre a evolução das estrelas são baseadas em evidências de estudos dos espectros relacionados a luminosidade. As observações mostram que muitas estrelas são classificadas como qualquer uma sequência regular, em que as mais brilhantes são as mais quentes e o menor, mais frio.
Esta série de estrelas formou uma banda conhecida como o diagrama de sequência principal, conhecido como um diagrama Hertzsprung - Russell temperatura-luminosidad. Outros grupos de estrelas que aparecem no diagrama incluem o gigante acima mencionado e estrelas anãs.
A vida de uma estrela
O ciclo de vida de uma estrela começa como uma grande massa de gás relativamente frios. A contração do gás eleva a temperatura dentro da estrela até chegar a 1.000.000 ° C. Neste momento tome lugar nuclear reações, cujo resultado é que os núcleos dos átomos de hidrogénio são combinados com o deutério para núcleos de hélio do formulário. Esta reação libera grandes quantidades de energia e pára a contração da estrela. Por um tempo, parece que estabiliza.
Mas quando você termina a liberação de energia, contração começa novamente e a temperatura da estrela retorna para aumentar. Momento começa uma reação entre hidrogênio, lítio e outros metais leves presentes no corpo da estrela. Nova energia é liberada e a contração pára.
Quando consumiram de lítio e outros materiais leves, currículos de contração e a estrela entra em fase final de desenvolvimento no qual o hidrogênio se torna Hélio temperaturas muito elevadas, graças à acção catalítica de carbono e nitrogênio. Esta reação termonuclear é característica da sequência principal da estrela e continua até que consumiu todo o hidrogênio existe.
A estrela torna-se uma gigante vermelha e atinge seu tamanho maior, quando todo seu hidrogênio central tornou-se hélio. Se ela ainda brilha, a temperatura deve subir o suficiente para produzir a fusão dos núcleos de hélio. Durante esse processo, é provável que a estrela torna-se muito menor e, portanto, mais densa.
Quando ele esgotou todas as possíveis fontes de energia nuclear, ele contrai novamente e torna-se uma anã branca. Nesta fase final pode ser marcada por explosões, conhecidos como "novas". Quando uma estrela é libertada do seu exterior explodindo como nova ou supernova, ele retorna para os interestelares médios elementos mais pesado que o hidrogênio que tem sintetizados dentro.
As futuras gerações de estrelas formadas a partir deste material começará sua vida com uma variedade de elementos mais pesados do que as gerações anteriores. A estrela que vertem suas camadas exteriores de uma forma não-explosivos se tornar nebulosas planetárias, estrela velha, rodeada por esferas de gás que irradiam em uma múltipla gama de comprimentos de onda.
Estrelas de buraco negro
Estrelas com uma massa muito maior do que o sol tem uma evolução mais rápida, de alguns milhões de anos desde o seu nascimento a explosão de uma supernova. Os restos da estrela podem ser uma estrela de nêutrons.
No
entanto, há um limite para o tamanho das estrelas de nêutrons, mais do
que estes corpos são forçados a contrair até tornam-se um buraco negro,
que não pode escapar sem radiação.
Típicas estrelas como o sol podem persistir por muitos bilhões de anos. O destino final dos anões de baixa massa é desconhecido, exceto aquele cessar a irradiar sensivelmente. É provável que tornam-se cinzas ou pretos anões. Tradução para fins educacionais autorizadas por: Astronomía: Tierra, Sistema Solar y Universo