Aqui no Nordeste ta tao quente que me fez Filosofar: Reclamamos tanto do Sol que esquecemos sua importancia e de sua historia. Vou falar um pouco desta estrela que nos contagia todos os dias com seus raios de luz. E explicar o nascimento e Evolucao das Estrelas. (Prof. Hugo Leonardo)Apesar de grandesdesenvolvimentos que ocorrem neste campo, nas ultimas decadas, ainda pouco seconhece de forma conclusiva sobre a evolucao estelar. Isto decorre dasdificuldades de se conhecer detalhadamente as regioes centrais das estrelas,onde se dao os principais processos que determinam sua evolucao, bem comotambem a outras dificuldades de carater teorico. Outro fato associado e aimpossibilidade de se acompanhar observacionalmente a maior parte da evolucaode uma estrela, pois elas evoluem lentamente, so mudando significativamentesuas caracteristicas, em geral, no decorrer de milhares ou milhoes e bilhoes deanos. Entretanto, apesar disto, o quadro atual e razoavelmente satisfatorio,sendo possivel construir modelos que permitem algumas previsoes sobre ocomportamento futuro das estrelas, ou de como eram suas caracteristicas nopassado. Considera-se atualmente queas estrelas se formam a partir de nuvens de gas e poeira interestelar,existentes dentro das galaxias. Estas nuvens (nebulosas) possuem densidades variaveis em varias de suas regioes,podendo estas atraem gravitacionalmente para si gases e particulas de poeiraque existam a sua volta. Estes globulos (Nuveminterstelar quase esferica, compacta, cuja massa e de 20 massas solares, e cujoraio tem cerca de um ano-luz) de materia que assim se formam atraem cadavez mais materia, tornando-se mais densos. Parte da energia termica associada amovimentacao rapida das moleculas gasosas e emitida principalmente na regiao doinfravermelho, fazendo com que a contracao gravitacional do globulo se tornemais facilitada, aumentando sua temperatura central. (Evolucao da Estrela) Supondo um globulo com massasemelhante a do sol e de tamanho cerca de tres vezes as dimensoes do SistemaSolar, apos cerca de 10 milhoes de anos, depois de uma contracao significativa,a temperatura no interior da ja entao protoestrela chega a cerca de 12 milhoesde graus, suficiente para que comecem a ocorrer, em seu interior, reacoestermonucleares transformando nucleos de Hidrogenio em nucleos de Helio, comintensa liberacao de energia radiante. A medida que isso acontece, atemperatura aumenta no interior da massa gasosa, fazendo com que a pressao dogas seja suficiente para frear a contracao gravitacional. Um estado deequilibrio e entao atingido, originando uma nova estrela. O processo descritose processa num intervalo de tempo que depende da massa da nuvem gasosa queinicialmente deu origem a estrela. Quanto maior a massa, mais rapido e o processo. Com o movimento derotacao associado, que deveria existir no globulo inicial, a contracao daraorigem a um disco de materia em rotacao. Deste disco, atraves de condensacoesde outros pequenos globulos, poderao eventualmente formar-se planetas girandoem torno da estrela. (SOL) Trabalhos realizados pelofisico brasileiro Mario Schemberg, juntamente com o fisico S. Chandrasekar, em1942, mostram que quando aproximadamente 15% da massa inicial de Hidrogenio setransforma em Helio o equilibrio nao se mantem, havendo alteracoessignificativas nas caracteristicas da estrela. A medida que isso ocorre aestrela modifica sua posicao na Sequencia Principal do Diagrama H-R, emintervalos da ordem de milhoes de anos, dependendo de sua massa. (Diagrama H-R) A medida que se processam asreacoes