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Pouco de informação sobre estrelas

Uma estrela é uma esfera luminosa de plasma mantidas juntas por sua própria gravidade. A estrela mais próxima da Terra é o Sol. Outras estrelas são visíveis a olho nu da Terra durante a noite, aparecendo como uma infinidade de pontos luminosos fixos no céu, devido à sua imensa distância da Terra. historicamente, as estrelas mais proeminentes foram agrupadas em constelações e asterismos, e as estrelas mais brilhantes ganharam nomes próprios. catálogos extensos de estrelas foram montadas por astrônomos, que fornecem designações estrela padronizados.

Para, pelo menos, uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à fusão termonuclear do hidrogênio em hélio no seu núcleo, liberação de energia que atravessa o interior da estrela e, em seguida, irradia para o espaço exterior. Quando o hidrogênio no núcleo de uma estrela é quase esgotados, quase todos os elementos que ocorrem naturalmente mais pesados ​​do que o hélio são criados por nucleossíntese estelar durante a vida da estrela e, para algumas estrelas, pela nucleossíntese supernova quando explode. Perto do fim da sua vida, uma estrela também podem conter matéria degenerada. Os astrônomos podem determinar a massa, idade, metalicidade (composição química), e muitas outras propriedades de uma estrela, observando o seu movimento através do espaço, luminosidade, e respectivamente espectro. A massa total de uma estrela é o principal determinante da sua evolução e destino eventual. Outras características de uma estrela, incluindo o diâmetro e temperatura, mudar durante a sua vida, enquanto o ambiente da estrela afeta a sua rotação e movimento. Um gráfico da temperatura de muitas estrelas contra suas luminosidades, conhecido como um Hertzsprung–Russell diagrama (H–R diagrama), permite a idade e o estado de evolução de uma estrela para ser determinada.

A vida de uma estrela começa com o colapso gravitacional de uma nebulosa gasosa de material composto principalmente por hidrogénio, juntamente com hélio e traços de elementos mais pesados. Quando o núcleo estelar é suficientemente densa, hidrogénio torna-se cada vez convertido em hélio através da fusão nuclear, liberando energia no processo. O restante do interior da estrela carrega a energia longe do núcleo através de uma combinação de processos radiativos e convectivos. pressão interna da estrela impede que ele entre em colapso ainda mais sob sua própria gravidade. Quando o combustível de hidrogênio no núcleo se esgota, uma estrela com pelo menos 0.4 vezes a massa do Sol se expande para se tornar uma gigante vermelha, em alguns casos, fundir elementos mais pesados ​​no núcleo ou em conchas em torno do núcleo. A estrela então evolui para uma forma degenerada, reciclagem de uma porção da sua matéria para o ambiente interestelar, em que irá contribuir para a formação de uma nova geração de estrelas com uma maior proporção de elementos pesados. enquanto isso, o núcleo torna-se um resto estelar: uma anã branca, uma estrela de nêutrons, ou (se for suficientemente maciço) um buraco negro.

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