Nascimento
As estrelas nascem em grandes "viveiros" galácticos chamados nebulosas, uma palavra latina que significa nuvem . Nebulosas são densas nuvens de poeira e gás que podem dar origem a centenas de estrelas. Em algumas regiões de uma nebulosa, gás e poeira se juntarão como aglomerados. Uma nova estrela surge quando um desses aglomerados acumula tanta massa que colapsa sob a força de sua própria gravidade. A densidade aumentada da nuvem de condensação faz com que sua temperatura aumente significativamente. Eventualmente, a temperatura se torna tão alta que ocorre a fusão nuclear, formando uma estrela "infantil" chamada de protostar.
Estrelas da Sequência Principal
Uma vez que uma protoestrata reuniu massa suficiente do gás e poeira ao redor nuvens, torna-se uma estrela da sequência principal. Estrelas da sequência principal fundem átomos de hidrogênio para criar hélio em um processo conhecido como fusão nuclear. Estrelas podem existir nesta fase por bilhões de anos. Nosso sol está atualmente em seu estágio principal de seqüência.
A luminosidade de uma estrela depende muito de sua massa. Quanto mais massiva for uma estrela de sequência principal, mais luminosidade ela exibirá. A cor de uma estrela da sequência principal é uma indicação da temperatura da estrela. Estrelas mais quentes aparecerão azuis ou brancas e as estrelas mais frias aparecerão vermelhas ou laranja. A massa de uma estrela também influenciará sua vida útil. Quanto mais massa uma estrela tiver, menor será sua expectativa de vida.
Red Giants
Depois de queimar bilhões de anos, uma estrela de sequência principal acabará esgotando seu suprimento de combustível como a maior parte de sua o hidrogênio é convertido em hélio através da fusão nuclear. O excesso de hélio fará com que a temperatura da estrela aumente. Quando isso ocorre, a estrela se expandirá para se tornar uma gigante vermelha.
Gigantes vermelhos são de cor vermelho vivo. Eles também são maiores e muito mais luminosos que as estrelas da sequência principal. À medida que o núcleo da gigante vermelha continua a desmoronar sob a força da gravidade, ela se tornará densa o suficiente para converter seu suprimento restante de hélio em carbono. Isso ocorre ao longo de um período de aproximadamente 100 milhões de anos, até a hora de a estrela morrer. Assim como a massa ditará a luminosidade de uma estrela, ela também determinará o modo da morte de uma estrela.
White Dwarfs
As estrelas da sequência principal que têm massas mais baixas tornam-se anãs brancas. Uma vez que uma gigante vermelha tenha queimado seu suprimento de hélio, a estrela perderá massa. Seu núcleo remanescente de carbono continuará a esfriar e diminuir a luminosidade ao longo de bilhões de anos até se tornar uma anã branca. Eventualmente, a estrela anã branca deixará de produzir energia completamente e escurecerá para se tornar uma anã negra. As estrelas anãs brancas são menores, mais densas e menos luminosas que as estrelas gigantes vermelhas. A densidade das estrelas anãs brancas é tão grande que uma mera colher de material anão branco pesaria várias toneladas.
Supernovas
As estrelas da sequência principal que têm maior massa estão destinadas a morrer em dramática e violenta explosões chamadas supernovas. Uma vez que essas estrelas tenham queimado seu suprimento de hélio, o núcleo de carbono remanescente é eventualmente convertido em ferro. Este núcleo de ferro entrará em colapso sob seu próprio peso até atingir um ponto em que a matéria começa a saltar de sua superfície. Quando isso acontece, ocorre uma explosão massiva que gera um clarão de luz que iguala a luminosidade de uma galáxia inteira de estrelas. Durante algumas explosões de supernovas, prótons e elétrons se combinam para formar nêutrons. Isso, por sua vez, leva à formação de estrelas extremamente densas chamadas estrelas de nêutrons.
