NASA Science Mission Directorate (Português)

À medida que a nuvem colapsa, um núcleo denso e quente forma-se e começa a recolher poeira e gás. Nem todo este material acaba como parte de uma estrela – a poeira restante pode se tornar planetas, asteroides ou cometas ou pode permanecer como poeira.,

em alguns casos, a nuvem pode não colapsar a um ritmo constante. Em janeiro de 2004, um astrônomo amador, James McNeil, descobriu uma pequena nebulosa que apareceu inesperadamente perto da nebulosa Messier 78, na constelação de Orion. Quando observadores ao redor do mundo apontaram seus instrumentos para a Nebulosa de McNeil, eles encontraram algo interessante — seu brilho parece variar. Observações com o Observatório de raios-X Chandra da NASA forneceram uma explicação provável: a interação entre o campo magnético da jovem estrela e o gás circundante causa aumento episódico no brilho.,

estrelas da sequência principal

uma estrela do tamanho do nosso Sol requer cerca de 50 milhões de anos para amadurecer desde o início do colapso até à idade adulta. Nosso Sol permanecerá nesta fase madura (na sequência principal, como mostrado no diagrama de Hertzsprung-Russell) por aproximadamente 10 bilhões de anos.as estrelas são alimentadas pela fusão nuclear do hidrogênio para formar hélio profundo em seus interiores. A saída de energia das regiões centrais da estrela fornece a pressão necessária para evitar que a estrela colapse sob seu próprio peso, e a energia pela qual ela brilha.,como mostrado no diagrama de Hertzsprung-Russell, as estrelas da sequência principal abrangem uma ampla gama de luminosidades e cores, e podem ser classificadas de acordo com essas características. As estrelas mais pequenas, conhecidas como anãs vermelhas, pode ter apenas 10% da massa do Sol e emitem apenas 0,01% da energia, brilhante feebly em temperaturas entre 3000-4000K. Apesar do seu diminutivo natureza, anãs vermelhas são, de longe, o maior número de estrelas no Universo e têm expectativa de vida de dezenas de milhares de milhões de anos.,por outro lado, as estrelas mais massivas, conhecidas como hipergigantes, podem ser 100 ou mais vezes mais massivas que o sol, e têm temperaturas superficiais de mais de 30.000 K. As Hipergigantes emitem centenas de milhares de vezes mais energia do que o sol, mas têm vidas de apenas alguns milhões de anos. Embora se acredite que Estrelas extremas como estas tenham sido comuns no início do universo, hoje elas são extremamente raras – toda a Galáxia Via Láctea contém apenas um punhado de hipergigantes.,

estrelas e seus destinos

Em geral, quanto maior uma estrela, mais Curta sua vida, embora todas, exceto as estrelas mais massivas, vivam por bilhões de anos. Quando uma estrela funde todo o hidrogênio em seu núcleo, as reações nucleares cessam. Privado da produção de energia necessária para apoiá-lo, o núcleo começa a entrar em colapso e torna-se muito mais quente. O hidrogênio ainda está disponível fora do núcleo, então a fusão do hidrogênio continua em uma concha em torno do núcleo., O núcleo cada vez mais quente também empurra as camadas externas da estrela para fora, fazendo com que elas se expandam e esfriem, transformando a estrela em uma gigante vermelha.se a estrela é suficientemente massiva, o núcleo em colapso pode se tornar quente o suficiente para suportar reações nucleares mais exóticas que consomem hélio e produzem uma variedade de elementos mais pesados até o ferro. No entanto, tais reacções oferecem apenas um adiamento temporário. Gradualmente, os incêndios nucleares internos da estrela tornam – se cada vez mais instáveis-às vezes queimando furiosamente, outras vezes morrendo., Estas variações fazem com que a estrela pulsate e lance suas camadas externas, envolto em um casulo de gás e poeira. O que acontece a seguir depende do tamanho do núcleo.

	Média Estrelas se Tornam Anãs Brancas Para a média de estrelas como o Sol, o processo de retirar suas camadas exteriores continua até que o núcleo estelar é exposto. Isto está morto, mas a cinza estelar ferozmente quente chama-se anã branca., Anãs brancas, que são aproximadamente do tamanho da nossa terra, apesar de conter a massa de uma estrela, uma vez intrigou os astrônomos-por que eles não colapsaram ainda mais? Que força suportava a massa do núcleo? A mecânica quântica forneceu a explicação. A pressão dos electrões em movimento rápido impede que estas estrelas colapsem. Quanto mais massivo o núcleo, mais denso é a anã branca que se forma. Assim, quanto menor é o diâmetro de uma anã branca, maior é a sua massa! Estas estrelas paradoxais são muito comuns-o nosso próprio sol será uma anã branca daqui a biliões de anos., As anãs brancas são intrinsecamente muito ténues porque são tão pequenas e, sem uma fonte de produção de energia, desaparecem no esquecimento à medida que arrefecem gradualmente.este destino espera apenas as estrelas com uma massa de cerca de 1,4 vezes a massa do nosso Sol. Acima dessa massa, a pressão eletrônica não pode suportar o núcleo contra um colapso posterior. Tais Estrelas sofrem um destino diferente como descrito abaixo.,
	Anãs Brancas Podem Tornar-Novae Se uma anã branca de formulários em um binário ou sistema múltiplo, pode ter uma experiência muito mais agitado morte como uma nova. Nova é latim para” novas ” – novas foram pensadas em tempos como novas estrelas. Hoje, entendemos que eles são, de fato, estrelas muito antigas-anãs brancas. Se uma anã branca estiver perto o suficiente de uma estrela companheira, sua gravidade pode arrastar matéria – principalmente hidrogênio – das camadas externas dessa estrela para si mesma, construindo sua camada superficial., Quando um hidrogênio suficiente se acumula na superfície, ocorre uma explosão de fusão nuclear, fazendo com que a anã branca brilhe substancialmente e expele o material restante. Dentro de alguns dias, o brilho desaparece e o ciclo começa novamente. Às vezes, particularmente anãs brancas massivas (aquelas perto do limite de massa solar de 1,4 mencionado acima) podem accrete tanta massa na maneira que elas colapsam e explodem completamente, tornando-se o que é conhecido como uma supernova.,
	Supernovas Deixam para Trás Estrelas de Nêutrons ou Buracos Negros seqüência Principal estrelas mais de oito massas solares, são destinados a morrer em uma explosão titânica chamado de supernova. Uma supernova não é apenas uma nova maior. Numa nova, só a superfície da estrela explode. Numa supernova, o núcleo da estrela colapsa e explode. Em estrelas massivas, uma série complexa de reações nucleares leva à produção de ferro no núcleo., Tendo alcançado o ferro, a estrela tem corroído toda a energia que pode a partir de reações de fusão nuclear – fusão que formam elementos mais pesados do que o ferro realmente consumir energia ao invés de produzi-la. A estrela já não tem forma de suportar a sua própria massa, e o núcleo de ferro colapsa. Em apenas uma questão de segundos, o núcleo encolhe de cerca de 5000 milhas para apenas uma dúzia, e a temperatura aumenta 100 bilhões de graus ou mais. As camadas exteriores da estrela inicialmente começam a colapsar junto com o núcleo, mas se recuperam com a enorme Liberação De Energia e são lançadas violentamente para fora., Supernovas libertam uma quantidade quase inimaginável de energia. Por um período de dias a semanas, uma supernova pode ofuscar uma galáxia inteira. Da mesma forma, todos os elementos naturais e uma rica variedade de partículas subatômicas são produzidos nessas explosões. Em média, uma explosão de supernova ocorre cerca de uma vez a cada cem anos na galáxia típica. Cerca de 25 a 50 supernovas são descobertas a cada ano em outras galáxias, mas a maioria está muito longe para ser visto sem um telescópio.,
	Estrelas de Nêutrons Se o colapso do núcleo estelar no centro de uma supernova contém entre cerca de 1,4 e 3 massas solares, o colapso continua até que elétrons e prótons se combinam para formar nêutrons, produzindo uma estrela de nêutrons. Estrelas de nêutrons são incrivelmente densas-semelhantes à densidade de um núcleo atômico. Porque contém tanta massa embalada num volume tão pequeno, a gravitação na superfície de uma estrela de nêutrons é imensa., Como as estrelas anãs brancas acima, se uma estrela de nêutrons se forma em um sistema estelar múltiplo, ela pode acretar gás removendo-o de quaisquer companheiros próximos. O Rossi X-Ray Timing Explorer captou as emissões de raios-X reveladoras de gases a rodopiar a poucos quilómetros da superfície de uma estrela de neutrões.Estrelas de nêutrons também têm campos magnéticos poderosos que podem acelerar partículas atômicas em torno de seus pólos magnéticos produzindo poderosos feixes de radiação. Esses feixes varrem-se como se fossem raios de holofote à medida que a estrela gira., Se esse feixe é orientado de modo que ele periodicamente aponta para a terra, nós o observamos como pulsos regulares de radiação que ocorrem sempre que o polo magnético passa pela linha de visão. Neste caso, a estrela de nêutrons é conhecida como pulsar.,
	Buracos Negros Se o colapso estelar núcleo é maior do que três massas solares, desmorona-se completamente para formar um buraco negro: um infinitamente denso objeto cuja gravidade é tão forte que nada consegue escapar de sua proximidade imediata, nem mesmo a luz. Como os fótons são o que os nossos instrumentos são projetados para ver, os buracos negros só podem ser detectados indiretamente., Observações indiretas são possíveis porque o campo gravitacional de um buraco negro é tão poderoso que qualquer material próximo – muitas vezes as camadas externas de uma estrela companheira – é pego e arrastado para dentro. À medida que a matéria entra em espiral num buraco negro, forma um disco que é aquecido a temperaturas enormes, emitindo quantidades copiosas de raios-X e raios gama que indicam a presença do companheiro oculto subjacente.,
	a Partir dos Restos, Novas Estrelas Surgem A poeira e os resíduos deixados para trás por novas e supernovas, eventualmente, de mistura com o meio interestelar de gás e poeira, enriquecendo-a com os elementos pesados e de compostos químicos produzidos durante estelar morte. Eventualmente, esses materiais são reciclados, fornecendo os blocos de construção para uma nova geração de estrelas e sistemas planetários acompanhantes.,	A Cosmic Amethyst in a Dying Star (IC4593)
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