... le.Temperaturile din miez determina procese de fuziunepatru protoninuclee ale atomilor de hidrogen fuzioneaza,formand un atom de heliu. Prin aceasta reactie se elibereaza mari cantitati de energie sub forma de radiatii,inclu-siv lumina.Ele strabat materia stelara spre suprafata si sunt apoi emise in spatiu.La ase-menea temperaturi se poate ajunge doar atunci cand cantitatea de materie aglomerata este suficient de maredaca masa acumulata este inferioara,obiectul astronomic respec-tiv nu va ajunge niciodata o stea,ci va strabate Universul doar ca un corp intunecat. In cazul unei stele,cu cat este mai mare temperatura,cu atat reactiile nucleare se pro-duc mai rapid.De indata insa ce rezervele de combustibil incep sa scada,se reduce con-comitent si degajarea de energie iar fortele gravitationale devin preponderente.Datorita dezechilibrului dintre forte,dimensiunile stelei se restrang tot mai mult ,nucleul ei deve-nind tot mai comprimat.Acest proces ridica,la randul lui,din nou temperatura,si din nou sunt declansate procesele de fuziune,iar presiunea radiatiilor impinge masele de gaze spre exterior-pana cand reactia atomica slabeste si procesul se repeta.O stea nou-nas-cuta se dilata de mai multe ori pana cand se realizeaza un echilibru intre emisia de ener-gie de la suprafata stelei si producerea de energie in interior. La inceput,masa stelei este compusa,in principal,din hidrogen,care este si combustibi-lul nuclear de baza.La un moment dat insa tot hidrogenul din vecinatatea nucleului s-a transformat in heliu prin fuziune.Forta de gravitatie comprima tot mai mult steaua si con-centreaza astfel materia,acest proces determinand la randul sau o mare crestere apresiunii si temperaturii.La 50 milioane grade C heliul se aprinde si degaja noi cantitati de energie.Nucleele de heliu fuzioneaza prin intermediul anumitor nuclee intermediare,for-mand nuclee de carbon.Se formeaza elemente tot mai grele,pana cand,in final toata ma-teria transformabila devine fierpresupunand existenta in permanenta a unor temperaturisuficient de ridicate.Nucleele de fier nu mai intra in procese de fuziune-moment foarteimportant in evolutia stelei. Viata unei stele este invers proportionala cu marimea sa.Cu cat steaua este mai marecu atat procesele nucleare sunt mai violente si combustibilul astrului se termina mai re-pede.O stea de tipul Soarelui are o durata de viata de circa 10 miliarde de ani.O stea cuo masa de 10 ori mai mare ca a lui are insa o durata a vietii de numai 100 milioane ani. Evolutia unei stele depinde de masa ei.Astrii cu dimensiuni de pana la 2.5 ori masaSoarelui se comporta asemanator.Cand rezervele de hidrogen se epuizeaza,heliul incepesa ia parte la reactiile de fuziune.Steaua astfel renascuta este de o suta de ori mai puternica decat inainte si incepe sa se dilate sub presiunea gazelor.Steaua in expansiu-ne radiaza puternic in banda rosie a spectrului,motiv pentru care astronomii au botezat-ouriasa rosieacest fapt arata ca acum suprafata acestei stele este mai rece decat celeale stelelor obisnuite.Astrul pierde cantitati imense de energie sub forma de radiatie si combustibilul este pe sfarsite.Dupa epuizarea totala a acestuia,steaua incepe sa se contracte,deoarece nu mai exista presiune care sa contracareze forta gravitationala.Emi-sia de energie continua din cauza contractiei progresive. Electronii,care impreuna cu nucleele atomice formeaza plasma din care este alcatuita steaua ,se supun principiului de excluziune al lui Paulidoi electroni cu aceleasi numere cuantice nu pot exista intr-un singur atom.In cazul unei temperaturi joase si al unei densitati mari ,multi electroni din aceeasi unitate de spatiu au viteze egale.Ei se resping si determina presiunea gazului electronic.Aceasta stare poarta numele de degenerare.Presiunea partiala a gazului electronic degenerat impiedica comprimarea in continuarea stelei chiar si atunci cand ea s-a racit complet.Rezultatul tut ... Download