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As estrelas vêm à vida, vivem sobre um período muito longo do tempo - e finalmente morrem. A vida das estrelas pode muito variar; o mesmo aplica-se a sua morte.

Nosso SOL é uma das estrelas pequenas. As estrelas as mais pequenas são um décimas da massa de nosso sol e as estrelas as mais grandes são talvez 20 vezes mais grandes do que nosso sol.

As estrelas consistem na matéria que está já atual no espaço exterior vasto. Do ponto puramente físico científico da vista as estrelas são fornalhas nucleares enormes, executando a fusão nuclear. As estrelas produzem uns elementos químicos mais pesados fora do hidrogênio. A distância enorme entre nós e as estrelas - junto com a atmosfera de nosso planeta - é o único fator que protege nossos corpos da morte dolorosa fora da exposição à radiação.

Abaixo está um esboço da evolução das estrelas, do começo até a morte espectacular.
 
 

América norte Nebula (Deneb brilhante está na direita)

O espaço entre as estrelas para fora no cosmos grande está quase vazio. Pelos padrões da referência que nós temos na terra, seria chamado vácuo perfeito. Quando o ar normal contiver ligeiramente abaixo de um quadrillion das partículas por o centimetre cúbico, o mais melhor vácuo que pode ser conseguido nos laboratórios é aproximadamente bilhões das partículas por o centimetre cúbico. O vácuo no espaço exterior contem de 0.00001 até menos de 1 partícula por o centimetre cúbico, que é distante, distante melhor do que o mais melhor vácuo conseguido na terra.

Nota: um quadrillion = 10 ²⁴ = 1 000 000 000 000 000 000 000 000.

O materia no espaço inter-stellar tem um nome: o meio inter-stellar, consistindo principalmente no hidrogênio e no helium.

Quando a condensação das partículas excede 1 partícula por o centimetre cúbico, nós começamos falar sobre uma nuvem inter-stellar. E pense agora: se a nuvem inter-stellar for aquela vazia, a seguir não há nenhuma massa para dentro ele então. Ambos sim, e No...

Um centimetre cúbico ou mesmo um quilômetro cúbico da nuvem inter-stellar contêm um número muito limitado das partículas e pesam-no extremamente pouco. Mas o espaço inter-stellar é immense, assim immense que o volume é não mais longo calculado em centimetres ou em quilômetros cúbicos, mas nos anos da luz. E... uma nuvem de alguns cem anos cúbicos da luz conterá um número extremamente vasto das partículas e terá uma massa muito substancial.

Todas as partículas na nuvem se atraem pela força gravitacional. De acordo com cálculos dos cientistas, uma nuvem que tem a massa comparável à massa de nosso sol pode self-ser sustentada no meaning que a força gravitacional o manterá junto. A nuvem própria está muito fria, em algum lugar em torno de cem graus Kelvin, que é distante abaixo de -150ºC.
 
 

	< = =  Proplyds em Orion Nebula
==>  O nebula da águia em Serpens,  as estrelas são criadas aqui
	< = =  Uma vista mais grande do Orion Nebula
==>  Região Gigante Do Estrela-Nascimento Dentro  Galáxia Neighboring

A nuvem inter-stellar começará contrair-se se for suficientemente grande (e suficientemente pesada). Há também outros fatores que podem fazer tal contrato da nuvem, como a influência da gravidade das estrelas circunvizinhas etc..

A contração da nuvem causa as partículas da picareta média inter-stellar acima da velocidade para o centro da gravidade da nuvem. As velocidades das partículas não são muito elevadas, alguns quilômetros por segundos - o processo é muito longo. O aumento da velocidade das partículas significa também que a temperatura da nuvem aumenta: a temperatura de um objeto é relacionada diretamente à velocidade das partículas dentro desse objeto particular - se é uma bacia da água ou uma parte de ferro, ou uma nuvem inter-stellar.

Finalmente, a temperatura dentro da nuvem alcança ao redor 50 000K. Isto significa que a matéria dentro da nuvem degenerates. Os átomos consistem normalmente em núcleos e em elétrons na órbita em torno do núcleo; em temperaturas elevadas os átomos colidem assim violentamente que começam descascados fora de seus elétrons. A matéria gira em uma mistura de dois gáses:

• o gás dos núcleos composto na maior parte de núcleos do hidrogênio (protons)

 

 

o gás dos elétrons.

Até este momento, o tamanho original da nuvem diminuiu também dos trillions dos quilômetros para baixo aos quilômetros de ao redor 200 milhões ou mais menos, que é aproximadamente 30 000 vezes o diametre da terra. Dado a velocidade das partículas, esta contração da nuvem original faz exame de uma quantidade tremenda de tempo, dos milhões aos billions dos anos. A velocidade da contração depende da massa da nuvem: mais grande a massa, o mais rápido a contração.
 
 

O Trapezium no Orion Nebula, uma outra região do starbirth

A compressão da nuvem gera o calor e esse calor dá a nuvem possui a luz. Agora é não mais longo uma nuvem inter-stellar escura mas de uma proto-estrela incandescendo.

A força gravitacional causa uma contração mais adicional da nuvem, dando uma temperatura interna da proto-estrela de ao redor 150 000 K e a temperatura de superfície em torno de 3500 K. Naturalmente, pode haver mal toda a superfície " dura ", porque a proto-estrela é ainda uma nuvem do gás. Devido ao tamanho enorme da proto-estrela, a superfície - e assim a radiação - é enorme.

O fulgor da proto-estrela é causado somente pela liberação da energia devida à contração da proto-estrela. Nenhuma reação nuclear real ocorre, ainda. Neste estágio a proto-estrela pode evoluir em dois sentidos:

• se for maciça bastante, continuará o processo da contração; finalmente as reações nucleares atearão fogo, dando à proto-estrela o status da estrela

 

 

se não for maciço bastante, o fate serão diferentes. A proto-estrela transformará eventualmente em um planeta gigante feito do gás, com algum calor e alguma emissão da luz, mas esse calor eventualmente refrigerará para baixo. Os planetas de Jupiter e de Saturnus são exemplos bons daquele. Se os planetas fossem centenas das épocas mais maciças, seriam capazes de começar um fogo nuclear, fazendo lhes estrelas minúsculas. Mas não têm bastante massa e seu fate deve terminar como anões marrons.

Imagem de Gliese 229B e de Gliese dwarf marrom 229B

Os corpos celestiais que não ateiam fogo acima enquanto as estrelas são de nenhum interesse a nós, assim que nós deixá-los-emos sozinhos.

A proto-estrela continua a contração até que a temperatura no centro monte a ao redor 15 000 000 K, que no ponto um evento muito importante ocorre...
 
 

A temperatura no centro da proto-estrela faz os núcleos colidir mais e mais violentamente. Em algum ponto, quando a temperatura do gás no centro da estrela alcançou ao redor 15000000 K, as colisões entre núcleos tornam-se assim violentas que as forças repulsive são demasiado fracas e os núcleos fundem junto. O processo fundindo de dois núcleos gera o calor; esse calor levanta-se a temperatura mesmo mais.

Fundir de dois núcleos atômicos pode ser comparado a uma colisão entre dois carros: com velocidades baixas, você pode imóvel ver os dois carros diferentes. Com velocidades muito elevadas, você vê apenas uma única parte de sucata não identificada.

Na física, a reação, quando dois núcleos fundem (fusível), é chamada uma reação nuclear ou uma fusão nuclear.

Uma vez que inflamada, a fornalha nuclear no centro da estrela queimar-se-á para a parte mais grande do descanso da vida da estrela.
 
 

A estrela madura não é muito fascinante. Contem na maior parte o hidrogênio. Queima-se... e queima-se... e queima-se... O hidrogênio dentro da estrela é convertido no helium pelos meios da fusão nuclear.

A contração da estrela retarda para baixo e cessa finalmente, porque o calor dentro da estrela compensa a força gravitacional da estrela. A estrela está em um estado do equilíbrio.

A estrela radiates a luz amarelada ou branca, dependendo de sua temperatura de superfície, que é conectada por sua vez ao tamanho da estrela. Uma superfície mais morna dá uma luz mais branca da estrela, um de superfície mais fresco dá a luz amarelada da estrela. As estrelas muito mornas podem mesmo parecer azuis em seu brilho.

As estrelas grandes consomem o combustível no ritmo rápido, mais grande a estrela - mais rápido o consumo do combustível. Nosso sol tem provavelmente a extensão da vida de ao redor 10 billions dos anos. Uma estrela com as 100 épocas maciças mais grandes do que a massa do sol queimará provavelmente o combustível 10 000 vezes mais rápido que o sol, que significa que esgotará o combustível nuclear em aproximadamente 100 milhões dos anos. Uma estrela com uma massa de um décima da massa de nosso sol viverá provavelmente 10 vezes mais por muito tempo do que o lifespan de nosso sol.

A estrela permanece no estado maduro para as a maioria da vida; observar mudanças no fulgor e no tamanho de uma estrela madura é aproximadamente tão emocionante quanto prestando atenção a um bulbo claro...
 
 

Betelgeuse,  a única estrela (à excepção de nosso sol) para que é possível à imagem a superfície -  porque é assim que grande (tamanho da órbita da terra) e próximo bastante

Os núcleos do helium são 4 vezes mais pesados do que os núcleos do hidrogênio, que significa que " se afunda " no centro da estrela. Finalmente o número de núcleos do helium no núcleo da estrela torna-se assim grande que há pouca possibilidade para que os núcleos do hidrogênio colidam com outros núcleos do hidrogênio. A reação nuclear no centro da estrela vem a uma parada gradual, que diminua a temperatura do núcleo da estrela. Ao mesmo tempo a superfície da estrela refrigera para baixo a ao redor 3000 K, que faz a estrela avermelhada na aparência.

Com a reação nuclear parada - e o calor que emanating ainda da estrela - não há nenhum contrapeso mais longo entre o calor liberado dentro da estrela e a força gravitacional. O núcleo da estrela começa contrair-se uma vez que mais, que aumenta a temperatura do núcleo ao ponto onde a parte externa do núcleo é ao redor 15 000 000 K quentes. Isto começa uma vez outra vez a fusão nuclear de núcleos do hidrogênio. Mas esta vez, a queimadura do hidrogênio ocorre NÃO no núcleo da estrela, mas no envelope que cerca o núcleo da estrela. É uma das últimas respirações da estrela.

O calor gerado pelo hidrogênio que queima-se no envelope que cerca o núcleo da estrela faz as camadas exteriores da estrela expandir. Ao contrário da contração - o gás torna-se mais fresco como o resultado da expansão. E aquele é exatamente o que está acontecendo aqui. As camadas exteriores da estrela expandem 50-100 vezes e tornam-se mais frescas.

A estrela é agora um gigante vermelho, emanating quantidades tremendas de luz por causa da superfície grande. A luz é vermelha porque a superfície está comparativamente fresca.

Para pôr coisas no contexto apropriado: o dia onde nosso sol expande em um gigante vermelho expandirá provavelmente ao planeta de Venus e ocupará a maioria do céu durante a luz do dia. Needless para dizer, tudo na terra será queimado às cinzas.
 
 

O núcleo do helium da estrela continuará a contrair-se. Porque não há nenhuma reação nuclear dentro dela, a gravidade trabalha unchecked. Mas em algum ponto, o plasma combinado dos núcleos e os elétrons cessam de comportar-se como um gás ideal. Apesar de tudo, o plasma é concentrado na densidade extrema, igual a muitas toneladas por o centimetre cúbico. Sob essa pressão tremenda o gás dos elétrons começa a comportar-se como a matéria contínua, isto é o aumento da temperatura causa somente a expansão muito moderada.

A temperatura do núcleo da estrela levanta-se firmemente, fazendo o hidrogênio queimar-se mesmo mais vigorosa nas regiões junto ao núcleo. Em algum ponto a temperatura do núcleo da estrela alcança 100 000 000 K, que começa queimar os núcleos do helium. A reação nuclear nova funde núcleos do helium em uns elementos mais pesados, como o carbono.

A temperatura do núcleo da estrela levanta-se como o resultado da reação nuclear nova. O núcleo da estrela - though - comporta-se como a matéria contínua; o núcleo não pode expandir muito muito para compensar a fonte extra do calor. Isto significa que o interior do núcleo da estrela se torna mesmo mais quente, que adiciona mesmo mais à pressão, que significa outra vez mesmo mais calor no núcleo da estrela e que meios uma reação nuclear mais rápida uniforme.

Finalmente a pressão é assim grande que o núcleo da estrela... EXPLODE. A explosão ocorre dentro da estrela e é somente visível por um repentino, embora moderada, aumento do brilho da estrela. Isto é chamado o FLASH do HELIUM. O tempo do começo da fusão do helium à explosão do núcleo da estrela faz exame de um tempo extremamente curto comparado à vida da estrela: apenas algumas horas.
 
 

A explosão do helium causa uma expansão grande do núcleo da estrela. A expansão refrigera o núcleo extremamente quente da estrela - e o envelope circunvizinho do hidrogênio. Por causa da explosão, o plasma do helium tem não mais por muito tempo as mesmas características que antes. Comporta-se mais como um gás.

A diminuição da temperatura retarda abaixo a velocidade da queimadura do hidrogênio; a diminuição da temperatura causa também o núcleo expandido do helium da queimadura da estrela em um ritmo mais lento. Para a primeira vez dentro a vida da estrela o luminosity da superfície diminui visivelmente. A diminuição da temperatura da estrela causa a contração das camadas exteriores da estrela.

Aproximadamente 10 000 anos disso, um estado novo do equilíbrio é conseguido. A estrela tem agora dois fornos:

• no envelope, os núcleos do hidrogênio estão sendo combinados no helium na temperatura de ao redor 15 000 000 K

 

 

no núcleo da estrela, núcleos do helium estão sendo combinados principalmente no carbono em temperaturas em torno de 200 000 000 K.

A estrela começa acumular o carbono no centro do núcleo. E outra vez, carbono que é mais pesado do que o helium, " afunda-se " para baixo no centro do núcleo da estrela, onde dá forma a um núcleo interno dentro do núcleo do helium da estrela. Eventualmente, a maioria do helium da estrela é convertido no carbono e no oxigênio.

Uma vez outra vez o envelope exterior da estrela expande, transformando a em um gigante vermelho uma vez mais. Somente esta vez o processo faz exame mal de alguns milhões dos anos.
 
 

Em algum ponto todo o combustível nuclear na estrela foi esgotado. Uma parte mais grande do hidrogênio foi convertida no helium e a maioria do helium foi convertido no carbono e no oxigênio. O que acontece agora à estrela depende da massa da estrela.

O núcleo do carbono da estrela é extremamente denso, um centimetre cúbico dele que pesa toneladas métricas. A superfície do núcleo da estrela está também muito quente, 50 000-100 000 K.
 
 

Estrelas pequenas

Umas estrelas mais pequenas, aproximadamente 4 massas de nosso sol ou menos, refrigeram para baixo. Tempo dado, as camadas exteriores da estrela tornam-se frescas bastante para sair do estado do plasma. Os átomos invertem a seu estado neutro e capturam elétrons. A captação dos elétrons acelera a expansão das camadas exteriores, que faz com que mais átomos saam do estado do plasma.

O envelope da estrela transforma-se finalmente um escudo transparente e extensivo dos átomos; este escudo pode somente ser visto do lado das distâncias muito longas, assim dando aos arredors da estrela uma aparência peculiar de um anel luminous. Uma vez em cima de um momento, os astrónomos acreditaram que aqueles anéis eram o primeiro estágio da formação de sistemas planetários; por causa daquele os anéis foram chamados " nebulae planetários " Nós sabemos hoje que não há nenhuma conexão entre os nebulae planetários e os sistemas planetários, mas o nome remanesceu.

O único resto da estrela é agora o núcleo da estrela e é um objeto minúsculo e não muito brilhante no meio do nebula. No começo o núcleo da estrela está incandescendo ainda com um fulgor branco, dissipando o calor dos fogos nucleares, agora extinct. É chamado " um anão branco " Um anão branco pesa muito menos que a estrela original, porque exemplo uma estrela quatro vezes mais pesada do que a massa de nosso sol dá a origem a um anão branco que tem 1½ da massa de nosso sol.
 
 

Estrelas de tamanho médio

Umas estrelas mais grandes, entre 4 e 8 massas de nosso sol, encontram um fate mais violento. A parada de reações nucleares fá-las desmoronar mais ràpidamente e mais violentamente do que as estrelas pequenas. O núcleo da estrela consiste agora no carbono contínuo, que não se está queimando. Entretanto, a contração da estrela gera quantidades enormes de calor. No ponto quando a temperatura do núcleo alcança 600 000 000 K, o carbono começa uma reação nuclear, gerando o néon, o helium, o magnésio e os alguns outros elementos.

Mas outra vez, o núcleo da estrela é contínuo e não pode expandir para liberar a pressão interna que constrói acima por causa da reação nuclear. O núcleo transforma-se um reator nuclear uncontrollable na maneira semelhante como no exemplo do flash do helium. Mas agora, a temperatura é mais elevada, a pressão é mais elevada e o resultado mais violento.

A estrela explode em um SUPER-NOVA. A explosão é assim brilhante que um super-nova pode mesmo ser visto na terra na luz do dia. A explosão quebra a estrela e pode ser assim violenta que dispersa todo o material da estrela no espaço exterior. Se houver algum resto da estrela, será um partt comprimido pequeno do núcleo da estrela.
 
 

Estrelas grandes

As estrelas realmente grandes, com massas mais extremamente de 8 massas do sol, não se transformam um super-nova neste momento do tempo. A parada de reações nucleares causa a contração, como para as estrelas mais pequenas. Mas o núcleo das estrelas as mais grandes nunca torna-se tão denso quanto o núcleo de estrelas de tamanho médio. Isto é causado provavelmente pela radiação intensa dentro do núcleo das estrelas as mais grandes, dando uma abundância de photons altamente energéticos que dirigem para fora da matéria do centro da estrela.

Em algum ponto a temperatura do núcleo alcança os 600 000 000 K que inflama o carbono. A reação nuclear não será tão violenta quanto em estrelas de tamanho médio, porque o núcleo das estrelas as mais grandes é mais menos denso. O núcleo do carbono queima-se no ritmo moderado; a temperatura aumenta eventualmente, pondo também o oxigênio sobre o fogo.

Quando o carbono e o oxigênio são esgotados, a estrela refrigera para baixo e encolhe outra vez, que aquece outra vez o núcleo da estrela a umas temperaturas mais elevadas. Aquelas temperaturas mais elevadas inflamam os elementos mais pesados produzidos do carvão e do oxigênio, dando ainda uns elementos mais pesados. Após um quando a estrela é uma série dos envelopes contidos dentro de se; cada um dos envelopes queima elementos químicos diferentes. Os elementos mais pesados estão nos envelopes internos, quando o helium e o hidrogênio estiverem nos envelopes exteriores.

Uma estrela neste estágio da vida pode produzir os elementos não mais pesados do que o ferro. A reação nuclear vem a uma extremidade com ferro. O ferro não acopla na fusão nuclear. A fusão dos elementos mais menos pesados do que o ferro libera a energia, quando a fusão do ferro e dos elementos mais pesados do que o ferro consumir a energia.

A criação do ferro extingue o fogo nuclear dentro da estrela. A estrela encolhe para a última vez. O núcleo do ferro da estrela absorve a maioria do calor gerado pela contração da estrela, que acelera a contração mesmo mais. Quando a temperatura dentro do núcleo alcança trillions dos graus e os núcleos atômicos neighbouring se tocam em, não pode haver não mais contração. Instead, a estrela rebounds em uma explosão grande.

Esta explosão também é chamada um SUPER-NOVA e pode ser tão espectacular quanto para as estrelas de tamanho médio. A estrela é tempos dos billions mais brilhantemente do que em qualquer altura que previamente e pode mesmo ser tão brilhante quanto uma galáxia inteira.

A explosão do super-nova pesado quebra mesmo os núcleos atômicos às partes; aquelas partes começam capturadas por outros núcleos atômicos, dando forma a elementos além do ferro, como a prata, o ouro e o urânio. Os elementos além do ferro não abound na natureza - e aquele é atribuído a sua criação durante a explosão curta do super-nova.
 
 

Os Anões Pretos

Um anão branco refrigera para baixo lentamente. A cor do fulgor da superfície muda de branco ao amarelo, a alaranjado e a vermelho. Finalmente o resto da estrela transforma-se uma protuberância escura fria da matéria - anão preto. O anão preto tem o tamanho de nosso planeta e de uma gravidade que seja milhões das épocas mais altamente do que a gravidade que nós experimentamos na terra.

O anão preto é simplesmente um resto quieto, desolado e inoperante de uma estrela, movendo-se para sempre através do universo frio.
 
 

Pulsars

Alguma hora há descobriu-se que há os objetos celestiais que se emitem sinais de rádio extremamente regulares, não mais por muito tempo de 1/100 de um segundo. No começo os cientistas pensaram de que era um sinal de uma civilização estrangeira. Mas os sinais foram emitidos sobre uma faixa muito grande das freqüências de rádio, assim requerendo quantidades tremendas de energia.

Medindo a distorção do sinal os cientistas vieram à conclusão que o objeto que se emite os sinais era ao redor 10-20 quilômetros no raio, no entanto tão maciço quanto o sol. O intervalo e a duração do sinal vieram da rotação do objeto. Assemelha-se de um farol com o feixe claro que varre ao redor.

Mas que são aqueles objetos?
 
 

Estrelas Do Nêutron

A existência de estrelas do nêutron foi predita por astrónomos teóricos. Indicou-se que durante a explosão do supernova o núcleo da estrela (ou a parte restante dele) podem se tornar assim que comprimido que os protons e os elétrons podem ser forçados para fundir. Fundindo protons e os nêutrons dão forma junto a nêutrons.

Os nêutrons da estrela dariam forma a uma esfera muito compacta com um raio de talvez 10-20 quilômetros e com as a maioria da massa da estrela embalada dentro dela. A matéria em uma estrela do nêutron seria assim densa que um centimetre cúbico enchido com ele pesa billions das toneladas.

Não houve nenhuma observação direta de estrelas do nêutron. Nos lugares onde os cientistas predisseram se encontraria estrelas do nêutron, pulsars foi encontrado preferivelmente. Hoje em dia os cientistas estão certos que os pulsars e as estrelas do nêutron são a mesma coisa.
 
 

Furos Pretos

Um núcleo muito maciço da estrela, resto de uma explosão do super-nova, pode exercer uma força gravitacional tão tremenda de que não somente os objetos contínuos, átomos não possam escapar da superfície da estrela. Também luz " cai abaixo " à superfície da estrela. Esse tipo do objeto é chamado " um furo preto "

A matéria dentro do furo preto encolhe provavelmente a uns volumes mais pequenos e mais pequenos toda a hora. A estrela encolhe a alguns quilômetros, então alguns centimetres e - finalmente - ao " singularity " que é um único ponto no espaço. Mesmo que a matéria dentro do furo preto desmorone nos tamanhos mais pequenos do que qualquer coisa humanidade mediu sempre, o furo preto próprio não muda no tamanho. Apesar de tudo, " o furo preto conhecido " aplica-se ao raio em torno do núcleo degenerated da estrela, determinando a linha entre o lugar em onde nós ainda podemos ver e o lugar onde nós não podemos ver qualquer coisa. Este raio determina o tamanho do " horizonte do evento ".
 

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