SteleStelele sunt cele mai cunoscute obiecte astronomice şi reprezintă cărămizile fundamentale ale galaxiilor. Vârsta, distribuirea şi compoziţia stelelor într-o galaxie trasează istoria, dinamica şi evoluţia acelei galaxii.

 

 

 

 

Mai mult decât atât, stelele sunt responsabile pentru producerea şi distribuirea de elemente grele, cum ar fi carbonul, azotul şi oxigenul, iar caracteristicile lor sunt strâns legate de caracteristicile sistemelor planetare care se pot forma în jurul lor. În consecinţă, studiul naşterii, ciclului de viaţă şi al morţii stelelor este esenţial pentru domeniul astronomiei.


Formarea stelelor

Stele se formează în norii de gaz şi praf cosmic şi sunt răspândite prin majoritatea galaxiilor. Un exemplu familiar de asemenea nor de praf este Nebuloasa Orion, dezvăluită în detalii vii în imaginea adiacentă, care combină imagini în spectrul vizibil şi în infraroşu, imagine obţinută cu ajutorul Telescopului Spaţial Hubble şi a Telescopului Spaţial Spitzer ale NASA. Turbulenţele care se manifestă adânc în interiorul acestor nori dau naştere unor formaţiuni cu masă suficient de mare încât gazul şi praful pot începe să se contracte sub acţiunea propriei gravitaţii. Pe măsură ce are loc colapsul norului, substanţa din centru acestuia începe să se încălzească. Cunoscut sub numele de protostea, tocmai acest miez fierbinte din centrul norului care se contractă va deveni într-o zi o stea. Modele tridimensionale realizate pe calculator ale formării stelelor indică faptul că norii care se rotesc şi sunt formaţi din gazul şi praful care se contractă se pot rupe în două sau trei fragmente; acest lucru ar explica de ce majoritatea stelelor din Calea Lactee sunt binare ori formează grupuri de stele multiple.

Pe măsură ce norul se contractă, un nucleu dens şi fierbinte se formează şi începe să acumuleze mai mult praf şi gaz. Nu toată această substanţă sfârşeşte ca parte a unei stele – praful rămas poate da naştere planetelor, asteroizilor sau cometelor, ba chiar poate rămâne doar praf.

În unele cazuri, norul poate să nu se contracte într-un ritm constant. În ianuarie 2004, un astronom amator, James McNeil, a descoperit o nebuloasă mai mică care era surprinzător de aproape de nebuloasa Messier 78, în constelaţia Orion. Când observatorii din toată lumea şi-au îndreptat aparatele către nebuloasa McNeil au descoperit un lucru interesant – luminozitatea nebuloasei varia. Cercetările efectuate de Observatorul cu raze X Chandra al NASA au furnizat o explicaţie plauzibilă: interacţiile dintre câmpul magnetic al stelei tinere şi gazul dimprejur generează creşteri episodice ale luminozităţii.

 

 

Nebuloasa Orion

Vedere panoramică provenită de la telescoapele Hubble şi Spitzer a Nebuloasei Orion ce dezvăluie mii de stele. Într-una dintre cele mai detaliate imagini astronomice produse vreodată, Hubble şi Telescopul Spaţial Spitzer ale NASA au captat o imagine fără precedent a Nebuloasei Orion. Nebuloasa Orion este precum o carte ilustrată despre formarea stelelor, începând cu masivele stele tinere care modelează nebuloasa până la coloanele de gaz dens ce pot fi locul naşterii noilor stele. Credit: NASA, ESA, T. Megeath (Universitatea din Toledo) şi M. Robberto (STScI).


Stele aflate în secvenţa principală

O stea de mărimea Soarelui nostru are nevoie de aproximativ 50 de milioane de ani pentru a se maturiza, de la începutul contracţiei gazului până la maturitate. Soarele nostru va rămâne în această fază de maturitate (acelaşi principiu este ilustrat şi în diagrama Hertzsprung-Russell; detalii mai multe despre diagrama H-R puteţi afla în limba engleză aici) pentru aproximativ 10 miliarde de ani.

Stelele sunt alimentate de reacţia de fuziune a hidrogenului care generează heliu, reacţie care are loc adânc în interiorul lor. Fluxul de energie dinspre interiorul stelei către exterior generează presiunea necesară echilibrului gravitaţional al stelei, care altfel s-ar prăbuşi sub propria greutate şi, de asemenea, asigură energia prin intermediul căreia steaua străluceşte.

Precum se poate vedea şi în diagrama Hertzsprung-Russell, secvenţa principală a stelelor cuprinde o gamă largă de luminozitate şi culori şi poate fi clasificată în funcţie de aceste caracteristici. Stelele cele mai mici, cunoscute sub numele de pitice roşii, pot conţine mai puţin de 10% din masa Soarelui şi emit doar 0,01%  din energia lui, strălucind slab la temperaturi sub 3000-4000 K. În pofida dimensiunilor lor mici, piticele roşii sunt de departe cele mai numeroase stele din Univers şi au o durată de viaţă de zeci de miliarde de ani.

Pe de altă parte, cele mai masive stele din Univers, cunoscute ca supergigante, pot fi de 100 de ori mai masive decât Soarele şi pot avea temperaturile de suprafaţă de peste 30 000K. Supergigantele emit de sute de mii de ori mai multă energie decât Soarele, dar au durata de viaţă de câteva milioane de ani. Deşi se crede că stelele extrem de mari ca acestea au reprezentat o prezenţă comună în Universul timpuriu, în zilele noastre ele sunt foarte rare – în toată Calea Lactee mai sunt doar o mână de supergigante.


Stelele şi destinul lor

În general, cu cât o stea este mai mare, cu atât viaţa îi este mai scurtă; cu toate acestea, toate stelele în afară de cele mai masive trăiesc miliarde de ani. Când tot hidrogenul unei stele a fuzionat în nucleu, reacţiile nucleare încetează. Lipsit de producţia de energie necesară pentru a contracara gravitaţia stelei, nucleul începe să se contracte, devenind mult mai fierbinte. Hidrogenul este încă disponibil în afara nucleului, astfel că fuziunea hidrogenului continuă într-un strat din jurul acestuia. Nucleul, din ce în ce mai fierbinte, împinge, de asemenea, straturile exterioare ale stelei spre exterior, determinând astfel extinderea şi răcirea acestora şi transformând steaua într-o gigantă roşie.

Dacă steaua este suficient de masivă, nucleul poate deveni în timpul colapsului îndeajuns de fierbinte încât să poată susţine din nou producerea de reacţii nucleare exotice ce ar consuma heliul şi ar produce o varietate de elemente grele, până la fier. Totuşi, asemenea reacţii oferă doar un răgaz. Treptat, reacţiile nucleare din interiorul stelei devin tot mai instabile – uneori arzând furios, alteori stingându-se. Aceste variaţii determină veritabile vibraţii ale stelei însoţite de expulzarea straturile sale exterioare, care ajung să acopere steaua într-un cocon de gaz şi praf. Ce se întâmplă mai departe depinde de mărimea nucleului.

 

 


Stelele de dimensiuni medii devin pitice albe

Pentru stelele medii precum Soarele, procesul de expulzare a straturilor superioare continuă până ce nucleul stelar rămâne expus. Această cenuşă stelară aproape moartă, dar totuşi încă feroce, se numeşte pitică albă. Piticele albe, care sunt aproximativ de mărimea Pământului nostru, în ciuda faptului că au masa unei stele, au nedumerit astronomii - de ce nu se contractă oare în continuare? Ce forţă susţine masa nucleului? Mecanica cuantică a găsit explicaţia. Presiunea provenită de la mişcarea rapidă a electronilor ţin aceste stele în echilibru gravitaţional. Cu cât este mai masiv nucleul, cu atât va fi mai densă pitica albă ce se va forma. În acest fel, cu cât o pitică albă este mai mică în diametru, cu atât îi va fi mai mare masa! Aceste stele paradoxale sunt foarte comune – propriul nostru Soare va fi o pitică albă peste câteva miliarde de ani. Piticele albe sunt inerent foarte slăbite deoarece sunt foarte mici şi, lipsindu-le o sursă producătoare de energie , dispar în neantul cosmosului pe măsură ce se răcesc gradat.

Această soartă le aşteaptă doar pe stelele cu o masă de până la de 1,4 ori masa Soarelui. Pentru mase mai mari, presiunea produsă de electroni nu poate proteja nucleul de contracţiile următoare. Asemenea stele au o soartă diferită, descrisă în continuare.


Piticele albe pot deveni nove

Dacă o pitică albă se formează într-un sistem stelar binar sau multiplu, poate experimenta o decădere mult mai bogată în evenimente, devenind novă. În latina, nova înseamnă „nou” – înainte se credea că novele sunt stelele noi. În prezent înţelegem că ele sunt, de fapt, stele foarte vechi - pitice albe. Dacă o pitică albă este îndeajuns de aproape de o stea companion, gravitaţia ei poate absorbi materie – de cele mai multe ori hidrogen – de pe straturile exterioare ale acelei stele vecine, construindu-şi un strat de suprafaţă. Când a acumulat suficient hidrogen la suprafaţă, se declanşează o explozie - fuziune nucleară -, care face ca pitica albă să lumineze mai puternic şi să elimine materia rămasă. În doar câteva zile, strălucirea dispare şi ciclul reîncepe. Uneori piticele albe mai masive (cele cu masă apropiată de limita menţionată mai sus, 1,4 ori masa Soarelui) pot strânge atât de multă masă în aşa fel încât să se contracte şi apoi să explodeze complet, devenind ceea ce cunoaştem sub denumirea de supernovă.


Supernovele lasă în urmă stele neutronice sau găuri negre

În principal, stelele cu masa de 8 ori mai mare decât cea a Soarelui sunt destinate să moară într-o explozie titanică numită supernovă. O supernovă nu e pur şi simplu o novă mai mare. Într-o novă doar suprafaţa stelei explodează. Într-o supernovă, nucleul stelei se contractă şi apoi explodează. În cadrul stelelor masive, o serie complicată de reacţii nucleare conduce la producţia de fier în nucleu. Ajungându-se la fier, steaua şi-a epuizat toată energia produsă în fuziunea nucleară – reacţiile de fuziune care formează elemente mai grele decât fierul în realitate consumă energie în loc să o producă. Steaua nu mai are nicio cale de a-şi susţine propria masă, provocând colapsul nucleului de fier. În doar o fracţiune de secundă nucleul se micşorează de la aproximativ 500 de mile în diametru la doar 12, iar temperatura creşte cu 100 de miliarde de grade sau mai mult. Straturile exterioare ale stelei iniţial încep să se contracte împreună cu nucleul, dar se destind odată cu energia enormă eliberată şi sunt aruncate violent în afară. Supernova eliberează o cantitate inimaginabilă de energie. Pentru o perioadă de câteva zile sau săptămâni, o supernovă poate străluci mai puternic decât o întreagă galaxie. De asemenea, toate elementele ce apar în mod natural şi o gamă largă de particule subatomice sunt produse în aceste explozii. În medie, explozia unei supernove are loc aproximativ o dată la fiecare sută de ani într-o galaxie tipică. Aproximativ 25 - 50 supernove sunt descoperite în fiecare an în alte galaxii, dar majoritatea sunt prea departe pentru a putea fi văzute fără un telescop.


Stele neutronice

Dacă, în timp ce se contractă, nucleul stelar din centrul unei supernove conţine între de 1,4 şi 3 mase solare, colapsul gravitaţional continuă până ce electronii şi protonii se combină, formând neutroni şi producând astfel o stea neutronică. Stelele neutronice sunt incredibil de dense, având densitatea similară cu cea a nucleului atomic. Deoarece conţin atât de multă masă înţesată într-un volum atât de mic, gravitaţia de la suprafaţa unei stele neutronice este imensă. Precum piticele albe prezentate mai sus, dacă o stea neutronică se formează într-un sistem stelat multiplu poate acumula gaz de la orice stea companion. Rossi X-Ray Timing Explorer a înregistrat indicaţii în raze X ale unor emisii de gaze la doar câteva mile de suprafaţa unei stele neutronice.

Stelele neutronice au, de asemenea, un câmp magnetic puternic ce poate accelera particulele atomice în jurul polilor magnetici producând fascicule puternice de radiaţie. Aceste raze se rotesc asemenea luminilor generate de reflectoare de mari dimensiuni în timp ce steaua se roteşte. Dacă o astfel de rază este orientată în aşa fel încât periodic să ţintească către Pământ , noi observăm impulsuri regulate de radiaţie care apar oricând polul magnetic trece prin linia noastră de vizare. În acest caz, steaua neutronică este cunoscută sub numele de pulsar.

 

 


Găurile negre

Dacă după ce s-a contractat, nucleul stelar este mai mare decât de 3 ori masa Soarelui, steaua se contractă complet, dând naştere unei gauri negre: un obiect infinit de dens a cărui gravitaţie este atât de puternică încât nimic nu poate scăpa din imediata ei apropiere, nici măcar lumina. De vreme ce fotonii sunt ceea ce instrumentele noastre sunt proiectate să vadă, găurile negre pot fi detectate doar indirect. Observaţiile indirecte sunt posibile deoarece câmpul gravitaţional al unei găuri negre este atât de puternic încât orice substanţă apropiată – adesea straturile exterioare ale unei stele învecinate – este prinsă şi absorbită. În timp ce materia coboară sub formă de spirală într-o gaură neagră, formează un disc care este încălzit la temperaturi enorme, emiţând cantităţi mari de raze X şi raze gama ce indică prezenţa companionului ascunse aflat la bază - însăşi gaura neagră.

 

Din rămăşiţe, noi stele apar

Praful şi rămăşiţele lăsate de nove şi supernove se amestecă în cele din urmă cu praful şi gazul interstelar înconjurător, adăugându-i şi elementele grele şi compuşii chimici produşi în timpul "decesului" stelar. În cele din urmă, aceste materiale sunt reciclate, furnizând temelia unei noi generaţii de stele însoţite de sisteme planetare.

 

 

Textul este traducerea articolului Stars, publicat pe site-ul NASA.
Traducerea: Anamaria Spătaru



Dacă găsiţi scientia.ro util, sprijiniţi-ne cu o donaţie.


PayPal ()
CoinGate Payment ButtonCriptomonedă
Susţine-ne pe Patreon!