Uma estrela não brilha apenas no céu. Lança uma batalha vitalícia contra a força da gravidade. Quanto mais pesada a estrela, mais forte é sua gravidade, e mais difícil deve lutar para evitar o colapso. As estrelas maiores vivem rápido e morrem jovens, saindo em uma explosão de glória. Mas pode-se dizer que uma pequena estrela, como nosso Sol, morreu em paz em sua cama depois de uma vida muito longa.

Definições

Descrevemos o tamanho de uma estrela usando a massa do nosso Sol , uma "massa solar", como unidade de medida comum. Demora um pouco mais de 0,08 de massa solar para formar uma estrela de queima de hidrogênio. De lá, dizemos que a estrela é "pequena" se não tiver mais de 1,4 massa solar. Esse número não é arbitrário, mas descreve o ponto de virada entre dois comportamentos distintos de fim de vida estelar.

Protostar

Todas as estrelas começam da mesma maneira; como protoestrelas resultantes de nebulosas em colapso. Uma nebulosa é uma nuvem de poeira e gás, a maior parte do hidrogênio. A gravidade faz com que esta nuvem gire e contraia, formando uma massa central que se torna mais quente e mais quente à medida que sua densidade aumenta. Outras massas também podem se formar, varrendo as camadas externas da nebulosa; estes tornar-se-ão planetas.

Seqüência Principal

Eventualmente, a protostar se torna densa e quente o suficiente para ativar a fusão nuclear de hidrogênio em seu núcleo. Este processo converte hidrogênio em hélio, produzindo luz, calor e pressão de radiação suficiente para interromper o colapso gravitacional da proto-estrela. A fase protostar está acabada, a sequência principal começou, e uma nova estrela nasceu.

Red Giant

Após cerca de 10 bilhões de anos, o núcleo de uma pequena estrela ficará sem hidrogênio . Reações nucleares param. A geração de pressão de radiação cessa. O colapso gravitacional acontece novamente, aumentando a densidade e o calor do núcleo até que as temperaturas sejam suficientes para desencadear a fusão do hélio em carbono. A pressão de radiação resultante fará com que as camadas externas da estrela se expandam para um raio tão grande quanto o da órbita de Mercúrio, Vênus ou até mesmo da Terra. À medida que se expandem, eles esfriam, ficando vermelhos. Nós chamamos uma estrela nesta fase de sua vida, uma gigante vermelha.

White Dwarf Review

O processo se repete quando o suprimento de hélio do núcleo se esgota: as reações nucleares cessam e o colapso gravitacional é retomado. Em uma pequena estrela, não haverá mais reações nucleares. Em vez disso, a estabilidade será retomada quando os elétrons de carbono chegarem tão próximos que a pressão de degeneração de elétrons ocorrerá com força suficiente para equilibrar a gravidade e deter o colapso da estrela.

Enquanto isso, as camadas externas 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. Ele continuará diminuindo e esfriando até que toda a sua energia térmica se acabe.