A força da gravidade e os movimentos internos da nebulosa fazem com que partes do material se acumulem e fiquem bem juntas. Aí, aquele pedaço da nebulosa fica contraído e diminui de tamanho. A contração dos gases e da poeira faz a pressão e a temperatura aumentarem cada vez mais.
Quando a pressão é alta o suficiente, a bola de gás passa a transformar hidrogênio em hélio e a emitir luz! Esse processo, chamado de fusão nuclear, libera muita energia — é o início da vida de uma estrela!
Nebulosa
Gigante Vermelha
Esta nebulosa planetária vai se misturar com outras nebulosas resultantes de explosões de outras supernovas, e vai um dia entrar em colapso e formar estrelas, em um ciclo.
Estrela Grande
Uma gigante vermelha é uma fase avançada na evolução de uma estrela, que ocorre principalmente em estrelas de massa intermediária, como o Sol. Essa fase é precedida pela sequência principal, onde a estrela queima hidrogênio em seu núcleo para produzir hélio. Conforme o hidrogênio no núcleo da estrela se esgota, ela começa a passar por transformações significativas. Aqui está uma descrição geral do processo que leva a uma estrela a se tornar uma gigante vermelha
Uma nebulosa planetária é uma estrutura astronômica formada quando uma estrela semelhante ao Sol esgota seu combustível nuclear e entra em uma fase avançada de sua evolução estelar. Esse estágio acontece quando uma estrela se transforma em uma gigante vermelha e, em seguida, perde suas camadas externas em uma emissão espetacular de gás e poeira, criando uma nuvem brilhante e colorida ao redor da estrela remanescente.
Nebulosa Planetaria
Estrela Pequena
Estrelas do tamanho aproximado de até oito vezes o tamanho do nosso sol têm uma vida mais longa e rica. Estrelas menores têm temperatura menor e queimam por mais tempo. Elas transformam parte do hidrogênio em hélio, o processo para, e a estrela se contrai, aquece e expande novamente.
Super Gigante Vermelha
Buraco negro
Supergigante vermelha é uma fase evolutiva de algumas estrelas muito massivas e luminosas. Elas ocorrem após a estrela esgotar o hidrogênio em seu núcleo, quando entra em uma fase de fusão nuclear de elementos mais pesados, como hélio, carbono e oxigênio. Durante essa fase, a estrela incha significativamente, tornando-se muito maior do que quando era uma estrela de sequência principal.
Supernova
Anã Branca
Estrela de Nêutrons
Qualquer estrela que seja maior que dez vezes o nosso sol é uma gigante, e já começa a vida como gigante vermelha. Ela aquece mais, expulsa mais matéria na forma de um vento solar mais forte, e vive menos, muito menos.
Em apenas algumas centenas de milhões de anos, a estrela consome todo o seu hidrogênio, e entra em colapso. Mas ela é muito maior que o sol, e quando suas camadas exteriores desmoronarem, elas vão acelerar muito mais, e ricochetear violentamente no núcleo da estrela, explodindo em mais luz do que uma galáxia inteira – se torna uma supernova.
Quando uma estrela gigante, com uma massa de pelo menos 10 vezes a massa do Sol, chega ao fim de sua vida produz-se uma explosão a que se dá o nome de supernova. A supernova pode atingir um brilho de muitos milhões de vezes o brilho da estrela antes da explosão.
Esse fenômeno é consequência da fusão nuclear, onde ocorre o consumo de todo o hidrogênio e o hélio passa por um longo processo de transformação (milhões de anos), até chegar ao ferro. Com isso, o núcleo fica tão denso que não consegue suportar o próprio peso, e libera uma enorme quantidade de energia, que provoca a “destruição” da estrela.
Essa explosão promove a junção de prótons e elétrons, formando corpos celestes extremamente compactos e densos, não havendo mais a presença de átomos, e sim um grande aglomerado de nêutrons, ou seja, as estrelas de nêutrons.
Um buraco negro estelar é um buraco negro formado pelo colapso gravitacional de uma estrela massiva (maior do que cerca de 10 vezes a massa do Sol) ao final de seu tempo de vida (entendido isso como suas reações de fusão estelares). O processo é observado como uma explosão de supernova ou uma explosão de raios gama.
Se a massa de uma estrela for inferior a aproximadamente metade da massa solar (M☉), ela nunca ficará quente o suficiente para fundir o hélio em seu núcleo. Ao longo de uma vida útil, tal estrela acabará queimando todo o seu hidrogênio, por um tempo, tornando-se uma anã azul e terminando sua evolução como uma anã branca de hélio.
Apesar de nascerem quase sempre da mesma forma, estrelas podem seguir dois caminhos ao longo da vida.
