Gândiți-vă cum se schimbă culoarea unei bucăți de metal în funcție de temperatură. O bobină a unei sobe electrice va începe să fie neagră, dar cu un plus de căldură va începe să strălucească de un roșu stins. Cu mai multă căldură, bobina devine de un roșu mai aprins, apoi portocaliu. La temperaturi extrem de ridicate, bobina va deveni alb-gălbuie sau chiar alb-albastră (este greu de imaginat că o bobină de aragaz poate deveni atât de fierbinte). Culoarea unei stele este, de asemenea, determinată de temperatura de la suprafața stelei. Stelele relativ reci sunt roșii, stelele mai calde sunt portocalii sau galbene, iar stelele extrem de fierbinți sunt albastre sau alb-albastre.Culoarea este cel mai comun mod de a clasifica stelele. Tabelul de mai jos prezintă sistemul de clasificare. Clasa unei stele este dată de o literă. Fiecare literă corespunde unei culori și, de asemenea, unui interval de temperaturi. Rețineți că aceste litere nu se potrivesc cu numele culorilor; ele sunt rămase de la un sistem mai vechi care nu mai este folosit. Pentru majoritatea stelelor, temperatura de la suprafață este, de asemenea, legată de mărime. Stelele mai mari produc mai multă energie, astfel încât suprafețele lor sunt mai fierbinți. Aceste stele tind spre albastrul albăstrui. Stelele mai mici produc mai puțină energie. Suprafețele lor sunt mai puțin fierbinți și astfel tind să fie gălbui.

După cum notează NASA, stelele au un ciclu de viață care se exprimă în mod similar cu ciclul de viață al unei ființe vii: se nasc, cresc, se schimbă în timp și, în cele din urmă, mor. Majoritatea stelelor își schimbă dimensiunea, culoarea și clasa cel puțin o dată în timpul vieții lor. Ceea ce știu astronomii despre ciclurile de viață ale stelelor se datorează datelor colectate cu ajutorul telescoapelor vizuale, radio și cu raze X. Pentru a afla mai multe despre formarea stelelor de la Agenția Spațială Europeană (ESA), faceți clic aici.

Secvența principală

În cea mai mare parte a vieții unei stele, fuziunea nucleară din nucleu produce heliu din hidrogen. O stea aflată în acest stadiu este o stea din secvența principală. Acest termen provine de la diagrama Hertzsprung-Russell prezentată aici. Pentru stelele aflate pe secvența principală, temperatura este direct legată de luminozitate. O stea se află în secvența principală atâta timp cât este capabilă să echilibreze forța gravitațională interioară cu forța exterioară a fuziunii nucleare din miezul său. Cu cât o stea este mai masivă, cu atât trebuie să ardă mai mult combustibil hidrogen pentru a preveni colapsul gravitațional. Deoarece ard mai mult combustibil, stelele mai masive au temperaturi mai ridicate. De asemenea, stelele masive rămân fără hidrogen mai repede decât stelele mai mici.Soarele nostru a fost o stea din secvența principală timp de aproximativ 5 miliarde de ani și va continua pe această secvență principală încă aproximativ 5 miliarde de ani. Stelele foarte mari pot rămâne pe secvența principală timp de numai 10 milioane de ani. Stelele foarte mici pot dura între zeci și sute de miliarde de ani.

Gigante roșii și pitice albe

În timp ce o stea începe să își epuizeze hidrogenul, ea fuzionează atomii de heliu în atomi mai grei, cum ar fi carbonul. O stea gigantică albastră și-a epuizat combustibilul hidrogen și se află într-o fază de tranziție. Când elementele ușoare sunt în mare parte consumate, steaua nu mai poate rezista gravitației și începe să se prăbușească spre interior. Straturile exterioare ale stelei cresc spre exterior și se răcesc. Steaua mai mare și mai rece capătă o culoare roșie și se numește gigant roșu.În cele din urmă, un gigant roșu arde tot heliul din miezul său. Ceea ce se întâmplă în continuare depinde de cât de masivă este steaua. O stea tipică, cum ar fi Soarele, oprește complet fuziunea. Colapsul gravitațional micșorează miezul stelei până la un obiect alb, strălucitor, de mărimea Pământului, numit pitică albă. O pitică albă se va stinge în cele din urmă.

Supergigante și supernove

O stea care rămâne fără heliu își va încheia viața mult mai dramatic. Atunci când stelele foarte masive părăsesc secvența principală, ele devin supergigante roșii. spre deosebire de o gigantă roșie, atunci când tot heliul dintr-o supergigantă roșie se termină, fuziunea continuă. Atomii mai ușori fuzionează în atomi mai grei, până la atomi de fier. Crearea de elemente mai grele decât fierul prin fuziune consumă mai multă energie decât produce, astfel încât stelele nu formează în mod normal elemente mai grele. Atunci când nu mai există elemente pe care steaua să le fuzioneze, nucleul cedează gravitației și se prăbușește, creând o explozie violentă numită supernovă. Explozia unei supernove conține atât de multă energie încât atomii pot fuziona împreună pentru a produce elemente mai grele, cum ar fi aurul, argintul și uraniul. O supernovă poate străluci la fel de puternic ca o întreagă galaxie pentru o perioadă scurtă de timp. Toate elementele cu un număr atomic mai mare decât cel al litiului au fost create prin fuziune nucleară în stele.

Stele neutronice și găuri negre

După explozia unei supernove, materialul rămas în nucleu este extrem de dens. Dacă miezul are o masă mai mică decât de aproximativ patru ori masa Soarelui, steaua devine o stea neutronică. O stea neutronică este formată aproape în întregime din neutroni, particule relativ mari care nu au sarcină electrică. în cazul în care nucleul rămas după o supernovă are o masă mai mare de aproximativ cinci ori mai mare decât cea a Soarelui, nucleul se prăbușește într-o gaură neagră. Găurile negre sunt atât de dense încât nici măcar lumina nu poate scăpa de gravitația lor. În lipsa luminii, o gaură neagră nu poate fi observată direct. Dar o gaură neagră poate fi identificată după efectul pe care îl are asupra obiectelor din jurul ei și după radiațiile care se scurg de pe margini. Videoclipul de mai jos, în stânga, demonstrează cum ar fi să observăm o supernovă, în timp ce celălalt TED Talk se referă la vânătoarea de găuri negre.