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As estrelas são compostas principalmente por gases de hidrogênio e hélio. Eles variam dramaticamente em tamanho, luminosidade e temperatura, e vivem bilhões de anos, passando por vários estágios. Nosso próprio sol é uma estrela típica, uma das centenas de bilhões que estão espalhadas pela Via Láctea.
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 juntam como aglomerados. Uma nova estrela surge quando um desses aglomerados acumula tanta massa que entra em colapso sob a força de sua própria gravidade. O aumento da densidade da nuvem de condensação faz com que sua temperatura suba significativamente. Eventualmente, a temperatura se torna tão alta que ocorre a fusão nuclear, formando uma estrela "infantil" chamada protoestrela.
Estrelas da sequência principal
Uma vez que um protoestrela tenha coletado massa suficiente das nuvens de gás e poeira ao redor, ele se torna uma estrela principal da sequência. As 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 sequência.
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 em azul ou branco e estrelas mais frias aparecerão em vermelho ou laranja. A massa de uma estrela também influenciará sua vida útil. Quanto mais massa uma estrela tiver, menor será sua vida útil.
Gigantes Vermelhos
Depois de queimar bilhões de anos, uma estrela principal de seqüência acabará esgotando seu suprimento de combustível, pois a maior parte de seu hidrogênio é convertida 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 um gigante vermelho.
Gigantes vermelhos são de cor vermelha brilhante. Eles também são maiores e muito mais luminosos que as estrelas da sequência principal. À medida que o núcleo do gigante vermelho continua a colapsar sob a força da gravidade, ele se torna denso o suficiente para converter seu suprimento restante de hélio em carbono. Isso ocorre durante um período de aproximadamente 100 milhões de anos, até a hora da estrela morrer. Assim como a massa ditará a luminosidade de uma estrela, também determinará a maneira da morte de uma estrela.
Anãs Brancas
As principais estrelas da sequência que possuem massas mais baixas acabam se tornando anãs brancas. Quando um gigante vermelho queimar seu suprimento de hélio, a estrela perde massa. Seu núcleo restante de carbono continuará esfriando e diminuindo 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 de estrelas anãs brancas é tão grande que uma mera colher de material anão branco pesaria várias toneladas.
Supernovas
As principais estrelas da sequência que têm maior massa estão destinadas a morrer em explosões dramáticas e violentas chamadas supernovas. Depois que essas estrelas queimam o suprimento de hélio, o núcleo de carbono restante é eventualmente convertido em ferro. Esse núcleo de ferro entrará em colapso com seu próprio peso até chegar a um ponto em que a matéria começa a ricochetear em sua superfície. Quando isso acontece, ocorre uma explosão maciça que gera um flash de luz brilhante igual à luminosidade de uma galáxia inteira de estrelas. Durante algumas explosões de supernova, prótons e elétrons se combinam para formar nêutrons. Por sua vez, isso leva à formação de estrelas extremamente densas chamadas estrelas de nêutrons.