Ciclo de vida de una estrella

Estrellas se componen principalmente de gases de hidrógeno y helio. Varían mucho de tamaño , luminosidad y temperatura, y viven durante miles de millones de años, la transición a través de varias etapas. Nuestro propio Sol es una estrella típica , uno de los cientos de miles de millones que la basura la Vía Láctea . Nacimiento

estrellas nacen en grandes " viveros " galácticos llamados nebulosas, una palabra latina que significa nube . Nebulosas son densas nubes de polvo y gas que puede dar lugar a cientos de estrellas . En algunas regiones de la nebulosa, gas y polvo se reunirán juntos como grupos. Surge una nueva estrella , cuando uno de estos grupos se acumula tanta masa que se derrumba bajo la fuerza de su propia gravedad . El aumento de la densidad de la nube de condensación hace que su temperatura se eleve significativamente . Con el tiempo , la temperatura llega a ser tan alta que se produce la fusión nuclear, la formación de una estrella " bebé " llamado protoestrella .
Secuencia Principal Estrellas

vez una protoestrella ha reunido suficiente masa de las de gas y polvo que rodean las nubes , se convierte en una estrella de secuencia principal . Principales estrellas de la secuencia átomos de hidrógeno se fusionan juntos para crear helio en un proceso conocido como fusión nuclear . Las estrellas pueden existir en esta etapa por miles de millones de años . Nuestro Sol se encuentra actualmente en su fase de secuencia principal .

Luminosidad de una estrella depende en gran medida de su masa. La más masiva es una estrella de secuencia principal , la mayor luminosidad se exhibirá . El color de una estrella de secuencia principal es una indicación de la temperatura de la estrella. Las estrellas más calientes van a aparecer las estrellas azules o blancas y frías aparecen de color rojo o naranja. La masa de una estrella también influirá en su vida útil. Cuanta más masa tiene una estrella , más corta es su vida útil será.

Gigantes rojas

después de la quema de miles de millones de años , una estrella de secuencia principal con el tiempo se agotar su suministro de combustible como la mayoría de su hidrógeno se convierte en helio a través de la fusión nuclear . El exceso de helio hará entonces que la temperatura de la estrella aumente. Cuando esto ocurre, la estrella se expande para convertirse en una gigante roja.

Las gigantes rojas son brillantes de color rojo. También son más grandes y mucho más luminosa que estrellas de secuencia principal . Como el núcleo de la gigante roja continúa a colapsar bajo la fuerza de la gravedad , se convertirá en lo suficientemente densa como para convertir su suministro restante de helio en carbono . Esto ocurre en un período de aproximadamente 100 millones de año, hasta que es hora de que la estrella de la muerte. Del mismo modo que la masa dictará la luminosidad de una estrella , sino que también determinará la forma de la muerte de una estrella.
Sobre White Dwarfs

principales estrellas de la secuencia que tienen masas más bajas en última instancia convertirse en enanas blancas. Una vez en una gigante roja se ha quemado a través de su suministro de helio , la estrella pierde masa . Su núcleo restante de carbono continuará enfriar y disminución de la luminosidad durante miles de millones de años hasta que se convierte en una enana blanca . Finalmente , la estrella enana blanca dejará de producir energía por completo y se oscurecen para convertirse en un enano negro . Las enanas blancas son más pequeñas , más densas y menos luminosa que las estrellas gigantes rojas. La densidad de las estrellas enanas blancas es tan grande que una simple cuchara de material enana blanca pesaría varias toneladas .
Supernovas

principales estrellas de la secuencia que tienen una mayor masiva están destinadas a morir en explosiones dramáticas y violentas llamadas supernovas . Una vez que estas estrellas se han quemado a través de su suministro de helio , el núcleo de carbono restante se convirtió posteriormente en hierro. Este núcleo de hierro entonces colapsar bajo su propio peso hasta que se llega a un punto donde la materia comienza a rebotar en su superficie. Cuando esto sucede, se produce una explosión masiva que va a generar un brillante destello de luz que es igual a la luminosidad de toda una galaxia de estrellas . Durante algunas explosiones de supernovas , los protones y electrones se combinan para formar neutrones. Esto a su vez conduce a la formación de estrellas muy densas estrellas de neutrones .