Stelele – formare si evolutie

 

                                                   Naşterea stelelor

 

Povestea vieţii unei stele începe cu cel mai simplu şi mai abundent element din natură, hidrogenul.

Simpli atomi / nori rar se unesc şi formează “pungi” de gaz (condensări temporare)
 Dacă numărul atomilor / masa este suficient de mare apare un nor de gaz. Forţele gravitaţionale îl vor ţine strâns un timp nedefinit  → nor de gaz independent
Dacă un nor de gaz se contractă sub influenţa propriei gravitaţii, începe procesul formării unei stele. Atomii “cad” spre zona centrală a norului cu o viteză din ce în ce mai mare. Ca urmare creşte energia atomilor şi temperatura gazului.
Norul de gaz care se comprimă astfel, încălzindu-se, este o stea embrionară (o protostea)
Temperatura din centru creşte treptat, la fel şi presiunea gazului. Ca urmare, colapsul gravitaţional (prăbuşirea totală a materialului) este oprit.
Norul de gaz pierde energie, deoarece având temperatură mare suprafaţa sa exterioară emite lumină şi alte radiaţii electromagnetice.
Norul de gaz nu-şi poate menţine temperatura şi continuă prăbuşirea.
Pe măsură ce colapsează, norul de gaz devine din ce în ce mai cald.
La 100.000 ˚C, toţi atomii de hidrogen din gaz sunt ionizaţi.
Diametrul sferei de gaz se restrânge în acest stadiu la circa 100 milioane km (pentru comparaţie, un bloc cu 15 etaje s-ar comprima la dimensiunea unui fir de nisip).
După circa 10 milioane de ani, centrul norului de gaz atinge o temperatură critică de 10 milioane ˚C. La acest moment, diametrul sferei s-a restrâns la aproximativ 1 milion km (ordinul de mărime al Soarelui).
Protonii înving respingerea electrostatică şi se unesc formând heliu.
În această reacţie de fuziune (reacţie termonucleară), se eliberează energie.
Acum, energia radiată de suprafaţa exterioară este echilibrată de energia de fuziune. Norul de gaz nu mai colapsează pentru a câştiga energia necesară menţinerii echilibrului dinamic. S-a născut o stea.
Eliberarea de energie este de un milion de ori mai mare pe kg decât cea produsă într-o explozie de trinitrotoluen (TNT). Datorită ei este oprită contracţia stelei, astfel încât steaua se va găsi într-un echilibru între presiunea dirijată înspre afară generată de eliberarea energiei nucleare şi presiunea spre interior datorată forţei de gravitaţie.

Evoluţia stelei

Stadiul 1: Transformarea hidrogenului în heliu
Este primul şi cel mai lung stadiu din viaţa unei stele, ocupându-i circa 90% din viaţă.
În toată această perioadă, aspectul stelei se modifică foarte puţin. Spre sfârşitul perioadei de fuziune a hidrogenului, steaua începe să dea primele semne de bătrâneţe. Cu cât steaua este mai masivă, cu atât procesul de consumare a hidrogenului are loc într-un ritm mai rapid.
Miezul de heliu format se află aproape în aceeaşi situaţie ca norul de gaz originar: se contractă datorită forţelor gravitaţionale şi se încălzeşte. Hidrogenul din stratul exterior se va transforma într-un ritm mai rapid.
Stratul exterior se dilată şi se răceşte, producând o schimbare semnificativă a aspectului stelei. Are loc umflarea şi totodată înroşirea stratului exterior, până când steaua va avea o dimensiune de 100 de ori mai mare decât dimensiunea sa originală.
Simulările numerice ale Universului timpuriu au oferit primele indicii asupra perioadei apariţiei primelor stele, iar valorile obţinute sunt de 100-250 de milioane de ani de la Marea Explozie. Misiunea WMAP a NASA, începută în 2001, a corectat aceasta limită şi a stabilit o valoare de aproximativ 400 de milioane de ani.
Stelele cu o masă iniţială mai mică de aproximativ 0,08 mase solare, nu dezvoltă temperaturi necesare arderii hidrogenului, acestea sfârşind ca  pitice maro.
Piticele maro se vor contracta până când se va stabili un  echilibru între presiunea internă dată de electroni (consecinţă a  principiului de incertitudine al lui Pauli) şi compresia datorită  gravitaţiei. Contractându-se şi luminozitatea lor scade devenind greu de  detectat, ca dovadă că deşi au fost prezise teoretic încă din anii 60, prima  pitică maro a fost confirmată abia în anul 1995.
Cât timp rămâne o stea în secvenţa principală (dezvoltă reacţii nucleare ale hidrogenului) depinde de masa ei, iar  pentru o stea masivă durata e mai scurtă decât pentru o stea cu masa mai  mică.
De exemplu Soarele consumă hidrogenul de aproximativ 4,6 miliarde  de ani şi 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 îşi va petrece în secvenţa principală o stea de 25 de  ori mai masivă decât Soarele, pentru că o astfel de stea va consuma hidrogen în miezul său pentru nu mai mult de un miliard de ani.
     Miezul stelei se contractă odata cu încetarea reacţiilor de fuziune ale hidrogenului, iar temperatura în jurul său creşte. Acest moment  coincide cu începutul consumării  hidrogenului în stratul exterior miezului,  făcând ca diametrul stelei să crească. O astfel de stea poartă numele de  gigantică roşie.
 

Exemplu de diagramă Hertzsprung-Russell de clasificare a stelelor care incude Soarele, aflat în centrul diagramei.

Chiar şi Soarele va deveni o gigantică roşie peste  cinci miliarde de ani, iar raza sa va atinge maximum actuala orbita a  Pământului, adică de aproximativ de 100 de ori mai mult decât raza sa  actuală.
Centrul stelei format doar din heliu se contractă şi atinge  temperatura de ardere a heliului, iar în urma procesului triplu alfa (heliul  mai e denumit şi particula alfa, iar pentru ca acest proces să aibă loc,  sunt necesare trei astfel de nuclee) se formeză nucleul de carbon.
Carbonul la rândul său fuzioneză cu un nucleu de heliu şi formează oxigenul. Pentru o stea asemănătoare cu Soarele, fuzionarea heliului durează aproximativ 100 de milioane de ani, până când tot heliul din centrul stelei  este transformat în oxigen şi carbon.
Dupa încetarea fuzionării heliului, miezul stelei începe sa se contracte. Constracţia stelei este oprită de presiunea electronilor, la fel ca şi în cazul piticelor maro. Contracţia 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 masa iniţială mai mică decât 8 mase  solare, acesta este stadiul la care evoluţia sa ia o turnură “dramatică”. Straturile exterioare sunt îndepărtate, iar ce rămâne este doar miezul stelei înconjurat de gazul ce odinioară făcea parte din stea. Stadiul acesta poartă numele de nebuloasă planetară.
Telescoapele ne-au dezvăluit  de-a lungul anilor imagini superbe cu nebuloasele planetare, însă, chiar şi frumuseţea acestora se stinge după aproximativ 50 de mii de ani de la apariţia lor.
Miezul stelei de odinioară se numeşte pitică albă. O pitică albă cu o masă egală cu cea a Soarelui, are o rază comparabilă cu cea a Pământului  şi o densitate de zece mii de ori mai mare decât cea a centrului Soarelui. Dacă în preajma unui pitice albe nu se află nici o altă stea pentru a-i influenţa evoluţia, temperatura acesteia scade şi cu aceasta şi 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 acreţie (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 albă fie colapsează şi formează o stea neutronică, fie devine o supernovă (acest tip de supernovă ce derivă dintr-o pitică albă se numeşte supernovă de tipul I).
O stea cu o masă iniţială 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 reacţiilor de fuziune ale carbonului, oxigenului şi a altor elemente mai grele decât acestea. În cazul stelelor masive reacţiile nucleare de fuziune pot avea loc în acelaşi timp în mai multe straturi ale stelei, iar structura compoziţiei interne e asemănătoare cu cea a unei cepe. Miezul stelei e format din fier, stratul imediat superior e alcătuit din siliciu, urmatorul strat este din oxigen şi aşa mai departe, iar cel din exterior este format din hidrogen. O astfel de stea este numită pe bună dreptate supergigantică roşie, având o rază mai mare de 100.000 de ori decât cea a Pământului şi o luminozitate de aproximativ un milion de ori mai mare decât luminozitatea Soarelui.
O astfel de stea nu trece printr-o fază de nebuloasă, aşa 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.