Pense em como a cor de um pedaço de metal muda com a temperatura. Uma bobina de um fogão elétrico começará preta, mas com o calor adicionado começará a brilhar um vermelho baço. Com mais calor a serpentina torna-se vermelha mais brilhante, depois laranja. A temperaturas extremamente altas, a bobina ficará branca-amarelada, ou mesmo branca-azulada (é difícil imaginar uma bobina de fogão ficando tão quente). A cor de uma estrela também é determinada pela temperatura da superfície da estrela. Estrelas relativamente frias são vermelhas, estrelas mais quentes são alaranjadas ou amarelas, e estrelas extremamente quentes são azuis ou azuis-brancas. A tabela abaixo mostra o sistema de classificação. A classe de uma estrela é dada por uma letra. Cada letra corresponde a uma cor, e também a uma gama de temperaturas. Note que estas letras não correspondem aos nomes das cores; elas são deixadas por um sistema antigo que não é mais usado. Para a maioria das estrelas, a temperatura da superfície também está relacionada com o tamanho. Estrelas maiores produzem mais energia, por isso as suas superfícies são mais quentes. Estas estrelas tendem para o branco azulado. Estrelas mais pequenas produzem menos energia. As suas superfícies são menos quentes e por isso tendem a ser amareladas.
Como observa a NASA, as estrelas têm um ciclo de vida que é expresso de forma semelhante ao ciclo de vida de um ser vivo: elas nascem, crescem, mudam com o tempo e eventualmente morrem. A maioria das estrelas muda de tamanho, cor e classe pelo menos uma vez em sua vida. O que os astrônomos sabem sobre os ciclos de vida das estrelas é devido a dados coletados de telescópios visuais, de rádio e de raios X. Para saber mais sobre a formação de estrelas da Agência Espacial Europeia (ESA), clique aqui.
The Main Sequence
Para a maior parte da vida de uma estrela, a fusão nuclear no núcleo produz hélio a partir do hidrogênio. Uma estrela nesta fase é uma estrela de sequência principal. Este termo vem do diagrama de Hertzsprung-Russell mostrado aqui. Para estrelas na sequência principal, a temperatura está directamente relacionada com o brilho. Uma estrela está na sequência principal desde que seja capaz de equilibrar a força interna da gravidade com a força externa da fusão nuclear no seu núcleo. Quanto mais massiva uma estrela, mais ela deve queimar combustível hidrogênio para evitar o colapso gravitacional. Como queimam mais combustível, mais estrelas maciças têm temperaturas mais altas. Estrelas maciças também ficam sem hidrogênio mais cedo do que estrelas menores. Nosso Sol tem sido uma estrela de seqüência principal por cerca de 5 bilhões de anos e continuará na seqüência principal por cerca de 5 bilhões de anos a mais. Estrelas muito grandes podem estar na sequência principal por apenas 10 milhões de anos. Estrelas muito pequenas podem durar de dezenas a centenas de bilhões de anos.
Gigantes Vermelhos e Anãs Brancas
Quando uma estrela começa a usar seu hidrogênio, ela funde átomos de hélio em átomos mais pesados, como o carbono. Uma estrela gigante azul esgotou o seu combustível hidrogénio e é uma fase de transição. Quando os elementos leves são mais usados, a estrela não consegue mais resistir à gravidade e começa a colapsar para dentro. As camadas exteriores da estrela crescem para fora e arrefecem. A estrela maior e mais fria fica vermelha e por isso é chamada de gigante vermelha. Eventualmente, uma gigante vermelha queima todo o hélio do seu núcleo. O que acontece a seguir depende de quão massiva é a estrela. Uma estrela típica, como o Sol, pára completamente a fusão. O colapso gravitacional reduz o núcleo da estrela a um objeto branco, brilhante do tamanho da Terra, chamado anã branca. Uma anã branca acabará por desaparecer.
Supergiantes e Supernovas
Uma estrela que se esgota do hélio terminará a sua vida muito mais dramaticamente. Ao contrário de uma gigante vermelha, quando todo o hélio de um supergiante vermelho desaparece, a fusão continua. Os átomos mais leves fundem-se em átomos mais pesados até aos átomos de ferro. A criação de elementos mais pesados do que o ferro através da fusão utiliza mais energia do que aquela que produz, de modo que as estrelas não costumam formar elementos mais pesados. Quando não há mais elementos para a estrela se fundir, o núcleo sucumbe à gravidade e colapsa, criando uma violenta explosão chamada supernova. Uma explosão de supernova contém tanta energia que os átomos podem se fundir para produzir elementos mais pesados, como ouro, prata e urânio. Uma supernova pode brilhar tão intensamente como uma galáxia inteira por um curto período de tempo. Todos os elementos com um número atômico maior que o de lítio foram criados pela fusão nuclear em estrelas.
Neutron Stars and Black Holes
Após uma explosão de supernova, o material remanescente no núcleo é extremamente denso. Se o núcleo é menos de quatro vezes a massa do Sol, a estrela se torna uma estrela de nêutrons. Uma estrela de nêutrons é feita quase inteiramente de nêutrons, partículas relativamente grandes que não têm carga elétrica. Se o núcleo restante após uma supernova é mais do que cerca de cinco vezes a massa do Sol, o núcleo colapsa em um buraco negro. Os buracos negros são tão densos que nem mesmo a luz pode escapar à sua gravidade. Sem luz, um buraco negro não pode ser observado diretamente. Mas um buraco negro pode ser identificado pelo efeito que tem sobre os objetos ao seu redor, e pela radiação que vaza ao redor de suas bordas. O vídeo abaixo à esquerda demonstra como seria observar uma supernova, enquanto o outro TED Talk é sobre a caça aos buracos negros.