do Sol. O raio, a temperatura e a luminosidade de uma estrela podem-se relacionar mediante sua aproximacao ao corpo negro.Radiacao EmitidaA energia produzida nas estrelas, como um subproduto da fusao nuclear, irradia no espaco tanto ma forma de radiacao eletromagnetica quanto de radiacao de particulas. A Radiacao de particulas emitida por uma estrela e manifestada na forma de vento estelar. [3] (que existe como um fluxo constante de particulas livres e carregadas, como protons, particulas alfa, e particulas beta, emanados dos niveis externos da estrela, tambem um fluxo constante de neutrinos, emanados do nucleo da estrela. A producao de energia por fusao nuclear no nucleo e a razao pela qual as estrelas brilham tanto: a cada fusao nuclear (que ocorre constantemente), raios gama (fotons com altos niveis energeticos) sao liberados. Conforme avanca para os niveis externos da estrela, essa energia e convertida em outras formas de radiacao eletromagnetica, incluindo a luz visivel. A cor de uma estrela, como determinada pelo pico de frequencia da luz visivel, depende da temperatura dos niveis externos da estrela, incluindo sua fotosfera[4]. Alem da luz visivel, as estrelas emitem muitas outras formas de radiacao eletromagnetica invisiveis ao olho humano, o que torna a observacao desses corpos muito eficiente com a aparelhagem para deteccao dessas radiacoes. De fato, a radiacao eletromagnetica estelar abrange todo o espectro eletromagnetico, dos maiores comprimentos de ondas como ondas de radio aos menores como raios gama.Formacao e evolucaoEstrelas nascem em nuvens moleculares, grandes regioes de materia de alta densidade (apesar dessa densidade ser um pouco menor do que aquela obtida numa camara de vacuo na Terra), e se formam por instabilidade gravitacional nestas nuvens, causada por ondas de choque de uma supernova (estrelas de grande massa que iluminam com muita intensidade as nuvens que as formam). Um exemplo dessa reflexao e a Nebulosa de Orion.Estrelas gastam 90% de suas vidas realizando a fusao nuclear do hidrogenio para produzir helio em reacoes de alta pressao proximo ao seu centro. Tais estrelas estao na sequencia principal do diagrama de Hertzsprung-Russell.Pequenas estrelas (chamadas de anas vermelhas) queimam seu combustivel lentamente e costumam durar dezenas a centenas de bilhoes de anos. No fim de suas vidas, elas simplesmente vao apagando ate se tornarem anas negras.Conforme a maioria das estrelas esgota a sua reserva de hidrogenio, suas camadas externas expandem e esfriam formando uma gigante vermelha (em cerca de 5 bilhoes de anos, quando o Sol ja for uma gigante vermelha, ele tera engolido Mercurio e Venus).Eventualmente, o nucleo sera comprimido o suficiente para iniciar a fusao do helio. Entao a camada de helio se aquece e expande, para em seguida esfriar e se contrair. A reacao expulsa a materia da area externa para o espaco, criando uma nebulosa planetaria. O nucleo exposto irradia fotons ultravioleta que ionizam a camada ejetada, fazendo-a brilhar.Estrelas maiores podem fundir elementos mais pesados, podendo queimar ate mesmo ferro. O nucleo remanescente sera uma ana branca, formada de materia degenerada sem massa suficiente para provocar mais fusao, mantida apenas pela pressao de degenerescencia. Essa mesma estrela vai se esvair em uma ana negra,