Vino si tu pe pagina de Facebook pentru o stire de stiinta, explicata simplu, in fiecare zi!
Pagina de Facebook!
În fiecare zi, o nouă fotografie din universul nostru fascinant împreună cu o explicaţie scrisă de către un astronom profesionist: Astronomy Picture Of the Day
   
Fizica Povestita

I
Fizica Povestita

Nasterea si evolutia stelelor

Autor: Marius Dan

Stelele ne par eterne, insa nu sunt. Se nasc si mor, iar acest ciclu dainuie de aproximativ treisprezece miliarde de ani. Simularile numerice ale Universului timpuriu au oferit primele indicii asupra perioadei aparitiei primelor stele, iar valorile obtinute sunt de 100-250 de milioane de ani de la Marea Explozie. Misiunea in spatiu WMAP a NASA, inceputa in 2001, a corectat aceasta limita si a stabilit o valoare de aproximativ 400 de milioane de ani.

Stelele isi au originea in asa numitele maternitati stelare, iar acestea nu sunt altceva decat regiuni gigantice si dense de gaz si praf. Aceste regiuni pot colapsa fie datorita unei influente exterioare (o unda de soc provenita de la o supernova ce a explodat in apropiere sau o coliziune cu o galaxie) fie datorita propriei atractii gravitationale. In urma colapsului se naste o protostea.

Odata cu cresterea temperaturii o protostea dezvolta reactii nucleare ale hidrogenului, iar o astfel de stea este clasificata ca facand parte din secventa principala. Vom numi pe alocuri procesele nucleare de fuziune ca procese de ‘ardere’ chiar daca aici procesul de ardere isi pierde sensul conventional. De exemplu, pentru formarea heliului sunt necesari patru atomi de hidrogen, reactie ce produce si energie. In fiecare secunda in interiorul Soarelui aproximativ 600 milioane de tone de hidrogen sunt convertite in heliu, energia radiata in spatiu facand posibila existenta vietii pe Pamant.

Diagrama Hertzsprung-Russell In figura alaturata este reprezentata diagrama Hertzsprung-Russell, modificata dupa European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere. Aceasta versiune a diagramei reprezinta pe o axa temperatura la suprafata stelei, iar pe cealalta axa luminozitatea sa (raportata la cea a Soarelui).

Stelele cu o masa initiala mai mica de aproximativ 0.08 mase solare nu dezvolta temperaturi necesare arderii hidrogenului, acestea sfarsind ca pitice maro. Piticele maro se vor contracta pana cand se va stabili un echilibru intre presiunea interna data de electroni (consecinta a principiului de incertitudine al lui Pauli) si compresia datorita gravitatiei. Constractandu-se si luminozitatea lor scade devenind greu de detectat, ca dovada ca desi au fost prezise teoretic inca din ani 60 prima pitica maro a fost confirmata abia in anul 1995.

Cat timp ramane o stea in secventa principala depinde de masa ei, iar pentru o stea masiva durata e mai scurta decat pentru o stea cu masa mai mica. De exemplu Soarele arde hidrogenul de aproximativ 4.6 miliarde de ani si mai are hidrogen suficient pentru inca 5 miliarde de ani. Daca Soarele arde hidrogen pentru aproximativ zece miliarde de ani, nu la fel de mult timp isi va petrece in secventa principala o stea de 25 de ori mai masiva decat Soarele pentru ca o astfel de stea va arde hidrogen in miezul sau pentru nu mai mult de un miliard de ani.

Miezul stelei se contracta odata cu incetarea reactiilor de fuziune ale hidrogenului, iar temperatura in jurul sau creste. Acest moment coincide cu inceputul arderilor hidrogenului in stratul exterior miezului facand ca diametrul stelei sa creasca. O astfel de stea poarta numele de gigantica rosie. Chiar si Soarele va deveni o gigantica rosie peste cinci miliarde de ani, iar raza sa va atinge maximum actuala orbita a Pamantului, adica de aproximativ de 100 de ori mai mult decat raza sa actuala. Centrul stelei format doar din heliu se contracta si atinge temperatura de ardere a heliului, iar in urma procesului triplu alfa (heliul mai e denumit si particula alfa, iar pentru ca acest proces sa ia loc sunt necesare trei astfel de nuclee) se formeza nucleul de carbon. Carbonul la randul sau fuzioneza cu un nucleu de heliu si formeaza oxigenul. Pentru o stea asemanatoare cu Soarele arderea heliului dureaza aproximativ 100 de milioane de ani, pana cand tot heliul din centrul stelei e transformat in oxigen si carbon.

Dupa incetarea arderilor miezul stelei incepe sa se contracte. Constractia stelei e oprita de presiunea electronilor, la fel ca si in cazul piticelor maro. Contractia miezului stelei face ca temperatura in jurul sau sa creasca, iar procesul de fuziune a heliului incepe in stratul sau exterior. Pentru o stea cu o masa initiala mai mica decat 8 mase solare acesta este stadiul la care evolutia sa ia o turnura ‘dramatica’. Straturile exterioare sunt indepartate, iar ce ramane e doar miezul stelei inconjurat de gazul ce odinioara facea parte din stea. Stadiul acesta poarta numele de nebuloasa planetara. Astronomii ne-au dezvaluit dealungul anilor imagini superbe cu nebuloasele planetare, insa, chiar si frumusetea acestora se stinge dupa aproximativ 50 de mii de ani de la aparitia lor.

Miezul stelei de odinioara se numeste pitica alba. O pitica alba cu o masa egala cu cea a Soarelui are o raza comparabila cu cea a pamantului si o densitate de zece mii de ori mai mare decat cea a centrului Soarelui. Daca in preajma unui pitice albe nu se afla nici o alta stea pentru a-i influenta evolutia, temperatura acesteia scade si cu aceasta si luminozitatea sa.

In schimb daca o pitica alba se afla in compania unei alte stele, o alta pitica alba sau a unei stele din secventa principala, prin procesul de acretie (transferul de masa de la companion) masa acesteia poate creste pana la o valoare egala cu limita Chandrasekhar, iar la aceasta valoare a masei pitica alba fie colapseaza si formeaza o stea neutronica, fie devine o supernova (acest tip de supernova ce deriva dintr-o pitica alba se numeste supernova de tipul I).

O stea cu o masa initiala mai mare decat 8 mase solare are un alt destin decat stelele cu o masa mai mica decat aceasta limita. Temperaturile din centrul stelelor masive permit dezvoltarea reactiilor de fuziune ale carbonului, oxigenului si a altor elemente mai grele decat acestea. In cazul stelelor masive reactiile nucleare de fuziune pot avea loc in acelasi timp in mai multe straturi ale stelei, iar structura compozitiei interne e asemanatoare cu cea a unei cepe. Miezul stelei e format din fier, stratul imediat superior e alcatuit din siliciu, urmatorul strat e din oxigen s.a.m.d.p., iar cel din exterior e format din hidrogen. O astfel de stea e numita pe buna dreptate supergigantica rosie avand o raza mai mare de 100.000 de ori decat cea a Pamantului si o luminozitate de aproximativ un milion de ori mai mare decat luminozitatea Soarelui.

O astfel de stea nu trece printr-o faza de nebuloasa, asa cum se intampla cu stelele cu mase mai mici de 8 mase solare, ci genereaza o explozie te tip supernova a carei luminozitate e comparabila cu cea a galaxiei gazda. Explozia poate lasa in urma o stea neutronica sau o gaura neagra.

Abonează-te la newletter:

Caută în site



Formular de contact

Advertisment ad adsense adlogger