Isso está relacionado ao hidrogênio e ao hélio.
Quando o hidrogênio do Sol se esgotar,ele irá utilizar suas reservas de hélio.
Mas quando o Sol utilizar todas as reservas de hélio, ele diminuirá e se tornará uma anã branca.
E aos poucos,irá se apagar lentamente...
Enfim,aqui está minha opinião sobre o que acontecerá com o Sol; se tiver alguma outra opinião sobre o fim do Sol,compartilhe sua opinião nos comentários.
Agora vamos falar mais sobre a vida de uma estrela . (fonte: Wikipédia)
Uma estrela é uma grande e luminosa esfera de plasma, mantida íntegra pela gravidade. Ao fim de sua vida, uma estrela pode conter também uma proporção de matéria degenerada.
Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à fusão nuclear do hidrogênio no seu núcleo, liberando energia que atravessa o interior da estrela e irradia para o espaço sideral.
Uma estrela se forma pelo colapso de uma nuvem de material composta principalmente de hidrogênio e traços de elementos mais pesados. Uma vez que o núcleo estelar seja suficientemente denso, parte do hidrogênio é gradativamente convertido em hélio pelo processo de fusão nuclear.1
----> Betelguese é uma estrela supergigante vermelha que se aproxima do momentos finais de sua vida.
Em astronomia, evolução estelar é a sequência de mudanças radicais que umaestrela sofre durante seu tempo de vida. Dependendo da massa da estrela, sua vida varia entre alguns milhões de anos (para as mais massivas) até trilhões de anos (para as menos massivas), o que é muito mais do que a idade do universo.
A evolução estelar não é estudada pela observação do ciclo de vida de uma única estrela; a maioria das mudanças estelares ocorre tão vagarosamente que só seriam detectáveis depois de muitos e muitos séculos. Em vez disto, astrofísicos tentam entender como as estrelas evoluem pela observação de numerosas estrelas, cada uma em um diferente ponto do ciclo da vida, e pela simulação da estrutura estelar com modelos em computador.
Novas estrelas aparecem em variados tamanhos e cores. Elas variam no tipo do espectro desde o quente e azul até o frio e vermelho, e a massa varia de menos do que 0,5 para mais do que 20 massas solares. O brilho e cor de uma estrela dependem da temperatura superficial, a qual por sua vez depende da massa.
Depois de vários bilhões de anos, dependendo de sua massa inicial, o suprimento de hidrogênio acaba, interrompendo a fusão nuclear. Sem a pressão interna gerada por esta reação para se contrapor à força da gravidade, as camadas externas da estrela começam a se contrair em direção ao núcleo e dois processos podem ocorrer: adegeneração de elétrons é suficiente para compensar a força da gravidade ou o núcleo está quente o bastante (cerca de 100 megakelvin) para iniciar a fusão nuclear do hélio. Qual desses fenômenos acontece primeiro depende da massa da estrela.
Para uma estrela de uma massa solar, a anã branca resultante é de cerca de 0,6 massa solar, comprimida para aproximadamente o volume da Terra. Anãs brancas são estáveis porque a força da gravidade é compensada pela pressão de degeneração dos elétrons da estrela, uma consequência do Princípio de Exclusão de Pauli. A pressão de degeneração de elétrons provê um limite flexível para compressão adicional, portanto, para uma dada composição química, anãs brancas de maior massa têm um volume menor. Sem mais combustível para queimar, a estrela irradia seu calor residual por bilhões de anos.
Uma anã branca é muito quente quando se forma, com mais de 100.000 Kelvins na superfície e mais ainda no seu interior. Ela é tão quente que grande parte da sua energia é perdida na forma de neutrinos nos primeiros 10 milhões de anos de existência, mas ela terá perdido a maior parte da energia depois de um bilhão de anos.12
A composição química da anã branca depende da sua massa. Uma estrela de algumas massas solares terá a ignição da fusão do carbono para formar magnésio, neônio e quantidades menores de outros elementos, resultando em uma anã branca composta principalmente de oxigênio, neônio e magnésio, desde que ela perca massa suficiente para ficar abaixo do limite de Chandrasekhar (ver abaixo), e desde que a ignição do carbono não seja tão violenta a ponto de explodir a estrela numa supernova.13 Uma estrela com massa da ordem de grandeza da do Sol não será capaz de ter a ignição da fusão do carbono, e produzirá uma anã branca composta principalmente de carbono e oxigênio e sem massa suficiente para colapsar, a não ser que haja adição posterior de matéria (ver abaixo). Uma estrela com massa inferior à metade da massa do Sol será incapaz de ter a ignição da fusão do hélio (como mostrado anteriormente) e produzirá uma anã branca composta principalmente de hélio.
No fim, tudo que resta é uma massa escura e fria, algumas vezes chamada anã negra. Contudo, o universo não é velho o suficiente para que uma estrela anã negra já possa existir.
Se as anãs brancas crescem acima do limite de Chandrasekhar, que é de 1,4 massa solar para uma estrela composta principalmente de carbono, oxigênio, neônio e/ou magnésio, a pressão de degeneração, devido à captura eletrônica, não consegue impedir o colapso da estrela. Dependendo da composição química e da temperatura no centro antes do colapso, isto pode levar ao colapso em umaestrela de nêutrons ou à ignição de fuga de carbono e oxigênio. Elementos mais pesados favorecem o colapso do núcleo, porque requerem uma temperatura mais alta para a ignição, uma vez que a captura eletrônica nesses elementos e em seus produtos de fusão é mais fácil; temperaturas de núcleo mais altas favorecem reações nucleares de fuga, o que interrompe o colapso e leva a uma supernova tipo Ia.14 Essas supernovas podem ser muitas vezes mais brilhantes do que as do tipo II, que marcam a morte de uma estrela massiva, embora essas últimas tenham maior liberação de energia. Esta inviabilidade de colapso faz com que nenhuma anã branca mais massiva que 1,4 massa solar possa existir, com uma exceção remota para estrelas com rotação muito rápida, cuja força centrífuga compensa parcialmente o peso da sua matéria. A transferência de massa em um sistema binário pode fazer com que uma anã branca inicialmente estável ultrapasse o limite de Chandrasekhar.
Se uma anã branca forma um sistema binário fechado com outra estrela, o hidrogênio da companheira maior pode migrar para a anã branca, até que ela se aqueça o suficiente para estabelecer uma reação de fusão, embora a anã branca permaneça abaixo do limite de Chandrasekhar. Esta explosão é denominada nova.
Amanhã iremos falar sobre a vida de uma estrela maior que o Sol.
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