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→‎Formação e evolução: Correção de linguagem
Durante a maior parte das suas vidas, as estrelas brilham devido às reações de [[fusão nuclear]] que ocorrem no núcleo estelar. Isto permite que a estrela se encontre em [[equilíbrio hidrostático]], pois a força que a [[gravidade]] exerce para o centro da estrela tentando comprimi-la é compensada pela soma das pressões hidrostática e [[pressão de radiação|de radiação]], que agem visando a expandir o sistema.<ref>Harpaz 1994, pp. 22-24.</ref> As estrelas que cumprem isto estão situadas na zona de [[sequência principal]] no [[diagrama Hertzsprung-Russell]], no qual se encontram a maior parte delas.
 
As estrelas de massas médias e baixas, como as que formam nebulosas planetárias, permanecem na sequência principal durante vários milhares de milhões de anos, consumindo [[hidrogênio]] e produzindo [[hélio]] que se vai acumulando no seu núcleo, o qual não tem temperatura suficiente para provocar a fusão do hélio, ficando este inerte. Progressivamente vai-se acumulando hélio até a pressão de radiação no núcleo não ser suficiente para compensar a força gravitacional gerada pela massa da estrela, pelo qual aquele se comprime. Esta compressão gera calor, que provoca uma aceleração da fusão do hidrogênio das camadas exteriores, que se expandem.<ref name="Sackmann 1993">{{Citar periódico |autor=Sackmann, I. J. |co-autores=Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. | título=Our Sun. III. Present and Future |publicação=The Astrophysical Journal |ano=1993 |volume=418 | páginas=457-468 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...418..457S |doi=10.1086/173407 |bibcode=1993ApJ...418..457S |língua=inglês }}</ref> Como a [[área|superfície]] da mesmaestrela aumenta, a energia que produz a estrela é difundida sobre uma área mais ampla, resultando num arrefecimento da [[temperatura efetiva|temperatura superficial]] e portanto num avermelhamento da estrela. Diz-se então que a estrela entra na fase de [[gigante vermelha]].<ref>Zeilik 1998, pp. 321-322.</ref>
 
[[Ficheiro:Planetary Nebula 3D Animation 2004.ogv|thumb|300px|left|Simulação da formação de uma nebulosa planetária. <small>''Crédito: NASA, ESA, e J. Gitlin (STScI)''.</small>]]
O núcleo, composto totalmente por hélio, continua comprimindo-se e esquentando na falta de reações nucleares, até atingir a temperatura que possibilita a fusão do [[hélio]] em [[carbono]] e [[oxigênio]] (cerca de 80-90 milhões de [[kelvin]]), voltando novamente ao equilíbrio hidrostático.<ref>Harpaz 1994, p. 21.</ref> Pronto formar-se-á um núcleo inerte de carbono e oxigênio rodeado por uma camada de hélio e outra de hidrogênio, ambas em combustão. Este estágio das gigantes vermelhas é denominado [[ramo gigante assimptótico]].<ref>Harpaz 1994, p. 111.</ref>
 
As reações de fusão do hélio são extremamente sensíveis à temperatura, sendo a sua proporcionalidade da ordem de T<sup>40</sup>, em temperaturas relativamente baixas.<ref>Iliadis 2007, p. 439–442.</ref> A estrela então torna-se instável devido à influência que podem chegar a ter as variações de temperatura; um aumento de apenas 2% na temperatura da estrela dobraria o ritmo ao qual ocorrem estas reações, libertando-se uma grande quantidade de [[energia]] que aumentaria a temperatura da estrela, pelo qual provocaria que a camada de hélio em combustão se expandisse para se esfriar depressa. Isto ocasiona violentas pulsações, que finalmente adquirem a intensidade suficiente como para expulsar por completo a [[atmosfera]] estelar aopara o espaço.<ref name="Renzini1989">{{Citar periódico |autor=Renzini, A. |ano=1989|título=Thermal pulses and the formation of planetary nebula shells |publicação=IAU Symposium |volume=|número=131|páginas=391-400|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1989IAUS..131..391R |dataaccesso=28 de novembro de 2009}}</ref>
 
Os [[gás|gases]] ejetados formam uma nuvem de material em torno do núcleo da estrela, agora exposto. À medida que a atmosfera se desprazadesfaz afastando-se da estrela, cada vez camadas mais profundas e quentes do núcleo ficam expostas. Quando a superfície exposta atinge uma temperatura de 35 000 [[kelvin|K]], são emitidos suficientes [[fotão|fotões]] [[ultravioleta]]s como para [[ionização|ionizar]] a atmosfera ejetada, fazendo-a brilhar. A nuvem torna-se então numa nebulosa planetária.<ref>Harpaz 1994, p. 113.</ref>
 
=== Fase de nebulosa planetária ===
À medida que o gás se expande, a estrela central experimenta uma evolução em duas etapas: primeiro, contraindo-se ao mesmo tempo em que se esquenta, queimando-se o hidrogênio da camada exterior ao núcleo. Nesta etapa, a estrela central mantém uma [[luminosidade]] constante, atingindo finalmente temperaturas por volta de 100 000 K. Em segundo lugar, a estrela sofre um processo de arrefecimento quando a camada de hidrogênio exterior se consumiu, perdendo ademais um pouco de massa. O remanente irradia a sua [[energia]], mas as reações de [[fusão nuclear|fusão]] deixam de ocorrer, pois perdeu muita massa e a que lhe resta não chega para atingir as [[temperatura]]s necessárias para desencadear este tipo de processos. A estrela esfria-se de tal modo que a intensidade da luz ultravioleta irradiada não chega para ionizar o gás distante.
 
A fase de nebulosa planetária finaliza quando a nuvem de gás se recombina, abandonando o [[plasma|estado de plasma]] e tornando-se invisível. Para uma nebulosa planetária típica, a duração desta fase é de aproximadamente 10 mil anos.<ref name="Kwok2000_p2" /> O remanente estelar, uma [[anã branca]], permanecerá sem sofrer apenas mudanças na sua evolução, esfriando muito devagar.<ref name="Kwok2005" />
 
== Características ==
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