Formação de estrelas © 2010 HowStuffWorks.com É fácil ver por que tantas religiões mundiais endeusam o sol. Ele alimenta a vida na Terra e mantém todo o nosso sistema solar unido. No entanto, apesar de todo o seu brilho inspirador, a formação do sol segue um padrão específico de acontecimento cósmico.
Como tantas coisas no universo, as estrelas começam muito pequenas - meras partículas em vastas nuvens de poeira e gás. Longe de estrelas ativas, essas nebulosas permanecem frias e monótonas por muito tempo. Então, como uma pequena cidade adormecida em um filme de motociclistas, tudo se agita quando um recém-chegado passa rápido. Esta perturbação pode assumir a forma de um cometa ou a onda de choque de uma supernova distante. À medida que a força resultante se move pela nuvem, partículas colidem e começam a formar aglomerados. Individualmente, um aglomerado atinge mais massa e, portanto, uma atração gravitacional mais forte, atraindo ainda mais partículas da nuvem circundante.
Quanto mais matéria cai na massa, seu centro fica mais denso e quente. Ao longo de um milhão de anos, a moita cresce em um pequeno, corpo denso denominado proto-estrela. Ele continua a atrair ainda mais gás e fica ainda mais quente.
Quando a protoestrela fica quente o suficiente (7 milhões de Kelvin), seus átomos de hidrogênio começam a se fundir, produzindo hélio e uma saída de energia no processo. Chamamos essa reação atômica de fusão nuclear. Contudo, o impulso para fora de sua energia de fusão ainda é mais fraco do que a atração da gravidade para dentro neste ponto da vida da estrela. Pense nisso como um negócio em dificuldades que ainda custa mais para operar do que produz.
O material continua a fluir para a protoestrela, fornecendo aumento de massa e calor. Finalmente, depois de milhões de anos, algumas dessas estrelas em luta atingem o ponto de inflexão. Se massa suficiente (0,1 massa solar) entrar em colapso na protoestrela, ocorre um fluxo bipolar. Dois enormes jatos de gás irrompem da protstar e expelem o gás e a poeira restantes de sua superfície de fogo.
Neste ponto, a jovem estrela se estabiliza e, como um negócio que finalmente se torna lucrativo, atinge o ponto em que sua produção excede a ingestão. A pressão externa da fusão do hidrogênio agora neutraliza a atração da gravidade para dentro. Agora é uma estrela da sequência principal e assim permanecerá até que queime todo o seu combustível.
Qual é a vida útil de uma estrela? Tudo depende de sua massa. Uma estrela do tamanho do nosso Sol leva cerca de 50 milhões de anos para atingir a sequência principal e mantém esse nível por aproximadamente 10 bilhões de anos [fonte:NASA]. Os astrônomos classificam o sol como uma estrela da sequência principal do tipo g - o "g" indica a temperatura e a cor do sol.
Maior, estrelas mais brilhantes queimam muito mais rápido, Contudo. Estrelas Wolf-Rayet possuem massas pelo menos 20 vezes maiores do que a do Sol e queimam 4,5 vezes mais calor, ainda assim, vire uma supernova alguns milhões de anos após alcançar a sequência principal [fonte:NASA].
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