Scientia

Stelele ne par eterne, însă nu sunt. Se nasc și mor, iar acest ciclu dăinuie de aproximativ treisprezece miliarde de ani. Simulările numerice ale Universului timpuriu au oferit primele indicii asupra perioadei apariției primelor stele. Detalii, în continuare.

Valorile obținute pentru momentul apariției primelor stele sunt de 100-250 de milioane de ani de la Marea Explozie. Misiunea WMAP a NASA, începută în 2001, a corectat această limită și a stabilit o valoare de aproximativ 400 de milioane de ani.

Stelele își au originea în asa-numitele "maternități stelare", iar acestea nu sunt altceva decât regiuni gigantice și dense de gaz și praf. Aceste regiuni pot colapsa fie datorită unei influenţe exterioare (o undă de şoc provenită de la o supernovă ce a explodat în apropiere sau o coliziune cu o galaxie), fie datorită propriei atracții gravitaționale. În urma colapsului se naște o protostea.

Odată cu creșterea temperaturii, o protostea dezvoltă reacții nucleare ale hidrogenului, iar o astfel de stea este clasificată ca făcând parte din secvenţa principală. Vom numi pe alocuri procesele nucleare de fuziune ca procese de "ardere", chiar dacă aici procesul de ardere își pierde sensul convențional. De exemplu, pentru formarea heliului sunt necesari patru atomi de hidrogen, reacție ce produce și energie. În fiecare secundă în interiorul Soarelui aproximativ 600 milioane de tone de hidrogen sunt convertite în heliu, energia radiată în spațiu făcând posibilă existenţa vieții pe Pământ.

Stelele cu o masă inițială mai mică de aproximativ 0.08 mase solare nu dezvoltă temperaturi necesare arderii hidrogenului, acestea sfârșind ca pitice maro. Piticele maro se vor contracta pana când se va stabili un echilibru între presiunea internă dată de electroni (consecință a principiului de incertitudine al lui Pauli) și compresia datorată gravitației. Contractându-se, și luminozitatea lor scade devenind greu de detectat, ca dovadă că deși au fost prezise teoretic încă din ani 60, prima pitică maro a fost confirmată abia în anul 1995.

Cât timp rămâne o stea în secvenţa principală depinde de masa ei, iar pentru o stea masivă durata e mai scurtă decât pentru o stea cu masa mai mică. De exemplu, Soarele arde hidrogenul de aproximativ 4.6 miliarde de ani și mai are hidrogen suficient pentru încă 5 miliarde de ani. Dacă Soarele arde hidrogen pentru aproximativ zece miliarde de ani, nu la fel de mult timp își va petrece în secventa principală o stea de 25 de ori mai masivă decât Soarele; o astfel de stea va arde hidrogen în miezul său pentru nu mai mult de un miliard de ani.

Exemplu de diagramă Hertzsprung-Russell de clasificare a stelelor; diagrama care include Soarele, aflat în centrul figurii. Articolul de faţă detaliază concepte precum "secvenţa principală", pitică albă, gigante roșii etc.
Credit imagine: Wikimedia Commons.

Miezul stelei se contractă odată cu încetarea reacțiilor de fuziune ale hidrogenului, iar temperatura în jurul său creşte. Acest moment coincide cu începutul arderilor hidrogenului în stratul exterior miezului, făcând ca diametrul stelei să crească. O astfel de stea poartă numele de gigantică roșie. Chiar și Soarele va deveni o gigantică roșie peste cinci miliarde de ani, iar raza sa va atinge maximum actuala orbită a Pământului, adică de aproximativ 100 de ori mai mult decât raza sa actuală. Centrul stelei, format doar din heliu, se contractă și atinge temperatura de ardere a heliului, iar în urma procesului triplu alfa (heliul mai e denumit și particula alfa, iar pentru ca acest proces să aibă loc sunt necesare trei astfel de nuclee) se formează nucleul de carbon. Carbonul, la rândul său, fuzionează cu un nucleu de heliu și formează oxigenul. Pentru o stea asemănătoare cu Soarele arderea heliului durează aproximativ 100 de milioane de ani, până când tot heliul din centrul stelei e transformat în oxigen și carbon.

După încetarea arderilor, miezul stelei începe sa se contracte. Contracția stelei e oprită de presiunea electronilor, la fel ca și în cazul piticelor maro. Contracția miezului stelei face ca temperatura în jurul său să crească, iar procesul de fuziune a heliului începe în stratul său exterior. Pentru o stea cu o masă inițială mai mică decât 8 mase solare, acesta este stadiul la care evoluția să ia o turnură "dramatică". Straturile exterioare sunt îndepărtate, iar ce rămâne e doar miezul stelei înconjurat de gazul ce odinioară făcea parte din stea. Stadiul acesta poartă numele de nebuloasă planetară. Astronomii ne-au dezvăluit de-a lungul anilor imagini superbe cu nebuloasele planetare, însă, chiar și frumusețea acestora se stinge după aproximativ 50 de mii de ani de la apariția lor.

Miezul stelei de odinioară se numește pitică albă. O pitică albă cu o masa egală cu cea a Soarelui are o rază comparabilă cu cea a Pământului și o densitate de zece mii de ori mai mare decât cea a centrului Soarelui. Dacă în preajma unui pitice albe nu se află nicio altă stea pentru a-i influenţa evoluția, temperatura acesteia scade și cu aceasta și luminozitatea sa.

În schimb, dacă o pitică albă se află în compania unei alte stele, o altă pitică albă sau a unei stele din secvenţa principală, prin procesul de acreție (transferul de masă de la companion), masa acesteia poate creşte până la o valoare egală cu limita Chandrasekhar, iar la această valoare a masei pitica alba fie colapsează și formează o stea neutronică, fie devine o supernovă (acest tip de supernovă, ce derivă dintr-o pitică albă, se numește supernovă de tipul I).

O stea cu o masă inițială mai mare decât 8 mase solare are un alt destin decât stelele cu o masă mai mică decât această limită. Temperaturile din centrul stelelor masive permit dezvoltarea reacțiilor de fuziune ale carbonului, oxigenului și a altor elemente mai grele decât acestea. În cazul stelelor masive, reacțiile nucleare de fuziune pot avea loc în același timp în mai multe straturi ale stelei, iar structura compoziției interne e asemănătoare cu cea a unei cepe. Miezul stelei e format din fier, stratul imediat superior e alcătuit din siliciu, următorul strat e din oxigen s.a.m.d., iar cel din exterior e format din hidrogen. O astfel de stea e numită pe bună dreptate supergigantică roșie, având o rază mai mare de 100.000 de ori decât cea a Pământului și o luminozitate de aproximativ un milion de ori mai mare decât luminozitatea Soarelui.

O astfel de stea nu trece printr-o fază de nebuloasă, asa cum se întâmplă cu stelele cu mase mai mici de 8 mase solare, ci generează o explozie de tip supernovă, a cărei luminozitate e comparabilă cu cea a galaxiei gazdă. Explozia poate lăsa în urmă o stea neutronică sau o gaură neagră.