Por exemplo, grandes nebulosas são as “amas” das estrelas porque dentro delas grandes nuvens moleculares formam novas estrela.
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À medida que os gases responsáveis pela formação estelar se aproximam uns dos outros, eles aceleram, devido à gravidade local, bem como ao seu tamanho e temperatura.
Durante um período de até 10 milhões de anos, essas protoestrelas (estrelas nos estágios iniciais de formação) comprimem-se sob sua própria gravidade até que a pressão e a temperatura no interior sejam suficientes para a fusão dos átomos de hidrogênio, produzindo núcleos de hélio.
Estrelas que obtêm sua energia da fusão de átomos de hidrogênio são chamadas de estrelas da sequência principal.
A partir do momento em que as estrelas são capazes de sofrer fusão termonuclear, o seu combustível é consumido até a estrela entrar nos seus estágios finais de evolução.
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A probabilidade é alta: com base na massa e no raio da estrela, pode-se prever qual será o seu futuro.
Esses tamanhos estelares, como massa e raio estelar, são normalmente medidos em termos da massa solar (M☉) e do raio solar (R☉).
Cuja massa é 0,5M☉ (metade do tamanho do Sol).
Até 2,5M☉, é composto por hélio e hidrogênio, os elementos mais abundantes do universo.
Isso ocorre porque essas estrelas não têm gravidade ou temperatura para fundir elementos pesados.
Quando as estrelas são muito massivas: entre 5M☉ e 10M☉ – como as supergigantes, elementos mais pesados que o hélio são formados dentro delas.
Afinal a última etapa da vida dessas estrelas é uma supernova, que lança toda a sua matéria e energia para o espaço, dando origem a outras estrelas e planetas.
Vida util da estrela
Afinal a “vida útil” das estrelas depende da sua massa: a taxa com que consomem o seu combustível determina quanto tempo a estrela permanecerá brilhante.
O Sol, por exemplo, consome menos de 0,01% da sua massa, aumentando a sua temperatura a cada ano.
Estima-se que desde que o Sol se tornou uma estrela da sequência principal, há 4,6 mil milhões de anos, a sua luminosidade aumentou mais de 40%.
As estrelas da sequência principal, chamadas estrelas anãs, constituem a grande maioria das estrelas do universo. Nosso Sol, como as anãs amarelas, são estrelas da sequência principal de “baixa temperatura” em comparação com estrelas quentes.
Anãs azuis
Considere alguns dos estágios de evolução das estrelas de acordo com sua massa: Estrelas de massa muito baixa: Estas estrelas, com até metade da massa do Sol.
Rrrefeceram e tornaram-se anãs brancas, teoricamente compostas apenas por hélio, após consumirem o hidrogénio do seu interior, mas o tempo de vida deste tipo de estrela é estimado.
Por ser maior que o universo, as estrelas atuais ainda serão anãs brancas.
Estrelas de baixa massa: No final de suas vidas, estrelas de até 2,5 M☉ começam a formar átomos de carbono e oxigênio em seus núcleos.
Afinal à medida que a sua massa diminui e o campo gravitacional diminui, estas estrelas tornam-se massivas.
Durante a sua expansão, estas estrelas ejetam as suas camadas exteriores, formando nebulosas planetárias.
Estrelas de massa intermediária: Essas estrelas têm a mesma evolução das estrelas de baixa massa, após se expandirem, deixando apenas seus núcleos para formar estrelas anãs.
Estrelas massivas: Depois de fundir todo o hidrogénio, estas estrelas expandem-se para se tornarem estrelas massivas, durante o qual começam a fundir elementos mais pesados até não conseguirem mais suportar a força das reações nucleares gravitacionais.
Afinal através do espaço em alta velocidade Existem diferentes tipos de estrelas.
Esta designação depende de dois fatores: a classificação espectral da temperatura da estrela e o tamanho e massa da estrela.
A classificação visual é fornecida por cores
Com o aumento da temperatura temos estrelas vermelhas, laranja, amarelas, amarelo-brancas, brancas, azul-brancas e azuis.
Esta definição de cor está relacionada à alta frequência emitida pela estrela e à temperatura de emissão do corpo negro.
Como as estrelas emitem todos os raios de luz ao mesmo tempo, ao olho humano todos eles parecem brancos quando vistos a olho nu.
Em alguns casos, estrelas massivas, com massas superiores a três massas solares, entram em colapso, formando buracos negros.
Os buracos negros não permitem que a luz escape do seu interior devido à sua grande gravidade.
Fonte de informação: mundoeducacao.uol.com.br