Fontes de Energia das Estrelas

Cada estrela no universo é alimentado através de um processo chamado de fusão nuclear. Estrelas compreendem predominantemente de hidrogênio , e sob as condições extremas encontradas no núcleo de uma estrela deste hidrogênio é forçado a se fundir . É a imensa energia liberada durante esse processo que produz luz de uma estrela e ao calor. O nascimento de uma forma estrela

Estrelas em vastas nuvens galácticas chamadas nebulosas que contêm principalmente hidrogênio, o elemento mais simples e abundante no universo. Durante milhões de anos , a atração gravitacional faz com hidrogênio e outros elementos traço em uma nebulosa para agrupar-se para formar uma esfera cada vez mais densa de gás. A alta temperatura e pressão no núcleo desta esfera de gás empurra átomos de hidrogênio perto o suficiente para formar átomos de hélio . Chamado de fusão nuclear , esse processo gera uma imensa quantidade de energia na forma de calor e luz solar.

Fusão nuclear em uma estrela

Um átomo de hidrogênio consiste de um único , carregada positivamente núcleo de prótons orbitado por um único elétron de carga negativa . Normalmente, a repulsão eletromagnética impede prótons de fusão; no entanto, as temperaturas extremas e pressões no centro de uma estrela causar dois prótons para chegar perto o suficiente para que a força nuclear forte para entrar em vigor . Essa força só funciona através de uma distância muito curta , mas é muito mais forte do que o eletromagnetismo .

Um desses prótons fundidos em seguida, muda para a terceira partícula subatômica , um nêutron com carga neutra , para dar um átomo de deutério. Há uma ligeira diferença na massa entre dois prótons e um núcleo de deutério; esta diferença é libertado como energia , tal como descrito pela equação de Albert Einstein E = mc ^ 2 (em que E é a energia , m é massa , e c a velocidade da luz ) .

O núcleo de deutério vai sofrer outras reacções de fusão , ou com um protão para formar o hélio ou outro 3 deutério núcleo para formar hélio 4. Cada reacção produz mais energia e mantém o núcleo da estrela a uma temperatura extremamente alta . O núcleo do sol, por exemplo, tem uma temperatura de 27 milhões graus Vida F.

uma estrela

Quanto tempo uma estrela vidas depende de quanto de hidrogênio que e tem a taxa a que ele converte o hidrogénio em hélio . Nosso Sol é cerca de 5 bilhões de anos e tem hidrogênio suficiente para queimar por mais 5 bilhões de anos. Proxima Centauri , a estrela mais próxima do nosso sistema solar , é uma anã vermelha que vai viver por trilhões de anos , uma vez que consome hidrogênio muito lentamente. Por outro lado, uma estrela mais quente , azul como Sirius A apenas vai viver por cerca de 1 bilhão anos antes de seu hidrogênio é usado para cima .

Morte — E Rebirth

A o destino de uma estrela , uma vez seu hidrogênio foi esgotado depende de sua massa . Nosso sol vai se expandir para se tornar uma gigante vermelha com muito maior diâmetro; também será muito mais brilhante do que no presente . O mesmo aumento da pressão e da temperatura no núcleo de um gigante vermelho permite que os átomos de hélio para combinar para formar elementos mais pesados, tais como sais de lítio , berílio e boro .

Uma vez que o hélio no Sun ter sido esgotado , ainda mais a fusão é impossível . A gravidade fará com que o núcleo da estrela em colapso para formar o que é chamado de matéria degenerada , enquanto suas camadas exteriores vestigiais será derramado para o espaço. O núcleo compacto é chamado de anã branca. Uma anã branca não tem nenhuma fonte de combustível, ainda emite luz por trilhões de anos por causa de sua temperatura extremamente elevada. Isso pode ser de até 45 mil graus F.

estrelas mais pesadas irá se expandir para se tornar supergigantes vermelhas e sofrer novas reações para formar elementos como carbono, nitrogênio e oxigênio. À medida que a complexidade dos elementos aumenta , o mesmo acontece com a extremidade das condições necessárias para formá-los , com as supergigantes mais pesadas ser quente o suficiente para produzir cromo, manganês ou mesmo o ferro, o mais estável de todos os elementos . Estas estrelas terá mais mortes explosivas sob a forma de supernovas , com seus núcleos sendo comprimido o suficiente para formar estrelas de nêutrons ou buracos negros. Os vestígios gasosos da supergigantes vermelhas também irá lançar as suas camadas exteriores . Estes gases drift através do espaço e pode um dia tornar-se parte de uma nebulosa e de uma nova estrela .