Ciclo de Vida de uma Estrela

A Vida de uma Narrativa da Estrela

Ver Atividade

Vocabulário

Ver Atividade

Discussão Para Iniciantes

Ver Atividade

Fusão de Hidrogênio

Ver Atividade

Ciclo de Vida de uma Estrela Maciça

Ver Atividade

Planilha de Ciclo de Vida

Ver Atividade

Ciclo de Vida de uma Estrela

Comparado a todas as outras estrelas, nosso Sol é insignificante. Não é muito grande e é apenas uma de uma enorme quantidade de estrelas no universo. Está na metade da sua vida, em um estágio conhecido como sequência principal. Em alguns bilhões de anos, nosso Sol morrerá, terminando toda a vida na Terra. Ele fornece a força gravitacional que mantém os planetas e outros objetos orbitando ao redor e fornece uma fonte de energia que suporta toda a vida na Terra.

O comprimento da vida de uma estrela depende da sua massa. Se a estrela tiver muita matéria e, portanto, uma massa alta, sua vida útil será mais curta. Isso pode parecer contra-intuitivo, mas estrelas maiores usam seu combustível nuclear a um ritmo muito mais rápido. Estrelas menores são realmente mais eficientes com o combustível que elas têm. A massa de uma estrela depende de quanta matéria havia na nuvem, conhecida como nebulosa, que criou a estrela.

Estrelas de uma massa semelhante à do nosso Sol têm um ciclo de vida similar. Eles começam como uma nebulosa . Uma nebulosa é uma nuvem de poeira e gás que pode variar em tamanho. Para fazer uma estrela do tamanho do nosso Sol, você precisaria de uma nebulosa várias centenas de vezes o tamanho do nosso sistema solar. Esta nuvem, que contém os blocos de construção da estrela, colapsa devido à gravidade. Enquanto a nuvem diminui de tamanho, sua temperatura aumenta à medida que as partículas que compõem a nuvem colidem umas com as outras. Quando essa nuvem colapsada alcança certa temperatura e pressão, ocorre a fusão nuclear. Neste estágio, a bola de gás é conhecida como proto - protária . A fusão nuclear é uma reação nuclear onde dois núcleos leves se combinam, formando um núcleo e energia mais pesados. Esta é a energia que é irradiada da estrela. A quantidade de energia produzida nessas reações pode ser calculada a partir de E = mc ² . "E" é a quantidade de energia, "m" é a mudança na massa e "c" é a velocidade da luz em metros por segundo.

Quando a pressão externa da fusão nuclear é equilibrada com a força gravitacional que puxa a estrela, descrevemos a estrela como estável. As estrelas que são estáveis, como o nosso Sol, estão no estágio principal de seqüência da vida da estrela. Chega um ponto em que a estrela fica sem combustível de hidrogênio, e é aí que o fim da vida da estrela começa. As estrelas ficam sem combustível depois de milhões ou bilhões de anos, dependendo do tamanho. Quando a estrela fica sem combustível, as reações nucleares em seu núcleo não podem continuar. Isso significa que a pressão para fora diminui, permitindo que a força gravitacional colapse no núcleo. As camadas externas se expandem e esfriam um pouco. Esse resfriamento altera a cor da estrela para uma cor vermelha. Nesta fase, a estrela é conhecida como uma gigante vermelha . Este será o destino de nossa estrela em alguns bilhões de anos. Nosso sol vai inchar e se expandir para algumas centenas de vezes seu tamanho original. Quando isso acontece, toda a vida na Terra vai morrer.

As camadas externas da estrela então se afastam, deixando um núcleo quente e denso. Estes podem produzir um fenómeno muito bonito conhecido como uma nebulosa planetária . O núcleo quente de uma nebulosa planetária é conhecido como uma anã branca . Uma anã branca é uma estrela morta que ainda brilha por causa do calor residual. Eles são muito densos, com uma colher de chá de uma anã branca tendo uma massa de várias toneladas. Com o tempo, essa estrela morta vai esfriar e escurecer. Esta estrela morta que resfriou e não mais emite luz é conhecida como anã negra .

Estrelas que são muito maiores que as nossas seguem um ciclo diferente ao longo de suas vidas. Enquanto estrelas menores, como o nosso Sol, são formadas por uma nebulosa em colapso, as nebulosas das estrelas maiores contêm muito mais matéria. Eles também passam por um estágio de sequência principal, mas têm uma tonalidade azul por causa de suas temperaturas mais altas. O fim da vida de uma estrela maior é muito mais dramático. Estrelas massivas podem ter núcleos quentes e densos o suficiente para fornecer um ambiente onde a fusão nuclear possa ocorrer para elementos adicionais, não apenas hidrogênio. Como estrelas de massa semelhante ao nosso Sol, estrelas massivas também crescem quando começam a ficar sem combustível nuclear.

Isso termina em uma grande explosão conhecida como supernova . Supernovas são alguns dos objetos mais brilhantes do céu. Acredita-se que elementos mais pesados que o ferro sejam formados em uma supernova. As estrelas mortas agora são conhecidas como estrelas de nêutrons e são extremamente densas. Se uma estrela é muito grande e tem massa suficiente, então um buraco negro pode se formar no final da vida da estrela massiva. Um buraco negro é uma área do espaço onde a gravidade é tão forte que até a luz não pode escapar.