Cum se nasc stelele?

Figura 21.1 Unde se nasc stelele. Vedem un prim-plan al unei părți din Nebuloasa Carina, realizat cu telescopul spațial Hubble. Această imagine dezvăluie jeturi alimentate de stele nou formate, încorporate într-un nor mare de gaz și praf. Părți din nori strălucesc din energia stelelor foarte tinere formate recent în ei. (Credit: NASA, ESA și M. Livio și echipa Hubble a 20-a aniversare (STScI))

”Există nenumărați sori și nenumărate pământuri care se rotesc în jurul soarelui lor exact în același mod ca planetele sistemului nostru. Vedem doar sorii pentru că sunt cele mai mari corpuri și sunt luminoase, dar planetele lor rămân invizibile pentru noi pentru că sunt mai mici și neluminoase… Lumile nenumărate din univers sunt toate similare ca formă și rang și sunt supuse acelorași forțe și acelorași legi.” (Giordano Bruno în Despre universul și lumile infinite (1584))

Bruno a fost judecat pentru erezie de Inchiziția romană și ars pe rug în 1600.

Am discutat despre stelele ca niște cuptoare nucleare care convertesc elementele ușoare în altele mai grele. Evoluția nucleară a unei stele începe atunci când hidrogenul este fuzionat în heliu, dar acest lucru poate apărea numai atunci când temperatura centrală depășește 10 până la 12 milioane K. Deoarece stelele se formează din material interstelar rece, trebuie să înțelegem cum se prăbușesc și în cele din urmă ating această „temperatura de aprindere”. pentru a explica nașterea stelelor. Formarea stelelor este un proces continuu, de la nașterea galaxiei noastre până astăzi. Estimăm că în fiecare an în Galaxia noastră, în medie, trei mase solare de materie interstelară sunt convertite în stele. Aceasta poate suna ca o cantitate mică de masă pentru un obiect la fel de mare ca o galaxie, dar doar trei stele noi (din miliardele din galaxie) se formează în fiecare an.

Orbitează planetele în jurul altor stele sau al nostru este singurul sistem planetar? În ultimele câteva decenii, noua tehnologie ne-a permis să răspundem la această întrebare prin dezvăluirea a aproape 4300 de exoplanete în peste 3200 de sisteme planetare. Chiar înainte ca planetele să fie detectate, astronomii au prezis că sistemele planetare erau probabil produse secundare ale procesului de formare a stelelor. În acest capitol, ne uităm la modul în care materia interstelară este transformată în stele și planete.

Pe măsură ce începem explorarea modului în care se formează stelele, să trecem în revistă câteva elemente de bază despre stele discutate în capitolele anterioare:

Stele stabile (de secvență principală), cum ar fi Soarele nostru, mențin echilibrul producând energie prin fuziune nucleară în nucleele lor. Capacitatea de a genera energie prin fuziune definește o stea.
În fiecare secundă în Soare, aproximativ 600 de milioane de tone de hidrogen sunt supuse fuziunii în heliu, aproximativ 4 milioane de tone transformându-se în energie în acest proces. Această rată de utilizare a hidrogenului înseamnă că în cele din urmă Soarele (și toate celelalte stele) vor rămâne fără combustibil central.
Stelele vin cu multe mase diferite, variind de la 1/12 mase solare (M_Sun) la aproximativ 100–200 M_Sun. Există mult mai multe stele cu masă mică decât cu masă mare.
Cele mai masive stele din secvența principală (tip spectral O) sunt, de asemenea, cele mai luminoase și au cea mai ridicată temperatură la suprafață. Stelele cu cea mai mică masă din secvența principală (tip spectral M sau L) sunt cele mai puțin luminoase și cele mai reci.
O galaxie de stele, cum ar fi Calea Lactee, conține cantități enorme de gaz și praf – suficiente pentru a produce miliarde de stele precum Soarele.

Dacă vrem să găsim stele încă în proces de formare, trebuie să căutăm în locuri care au din abundență materia primă din care sunt asamblate stelele. Deoarece stelele sunt făcute din gaz, ne concentrăm atenția (și telescoapele noastre) asupra norilor denși și reci de gaz și praf împrăștiate în Calea Lactee (vezi Figura 21.1 și Figura 21.2).

Figura 21.2 Stâlpii de praf și stele tinere din Nebuloasa Vultur. (a) Această imagine în lumină vizibilă a telescopului spațial Hubble a regiunilor centrale ale Nebuloasei Vulturului arată coloane uriașe de gaz rece (inclusiv hidrogen molecular, H₂) și praf. Aceste coloane sau stâlpi au o densitate mai mare decât regiunile înconjurătoare și au rezistat evaporării de către radiația ultravioletă de la un grup de stele fierbinți chiar dincolo de colțul din dreapta sus al acestei imagini. Rețineți că, chiar și în jurul stâlpilor, foarte puține stele sunt vizibile din cauza prafului de fundal. (b) În schimb, imaginea telescopului spațial James Webb din dreapta arată aceeași regiune în lumina infraroșie apropiată. Aici pătrunde mai mult din praf și vedem mai multe stele, unele dintre ele proaspăt născute din materialul nebuloasei. (Credit a: NASA, ESA și Hubble Heritage Team (STScI/AURA); b: NASA, ESA, CSA, STScI; J. DePasquale, A. Koekemoer, A. Pagan ( STScI))

Norii moleculari: pepiniere stelare

După cum am văzut în Între stele: gaz și praf în spațiu, cele mai masive rezervoare de materie interstelară – și unele dintre cele mai masive obiecte din Galaxia Calea Lactee – sunt norii moleculari giganți. Acești nori au interioare reci cu temperaturi caracteristice de numai 10–20 K; majoritatea atomilor lor de gaz sunt legați în molecule. Acești nori se dovedesc a fi locurile de naștere ale majorității stelelor din Galaxia noastră.

Masele norilor moleculari variază de la o mie de ori masa Soarelui până la aproximativ 3 milioane de mase solare. Norii moleculari au o structură filamentară complexă, similară cu norii cirrus din atmosfera Pământului, dar mult mai puțin densă. Filamentele norilor moleculari pot avea o lungime de până la 1000 de ani lumină. În interiorul norilor sunt regiuni reci, dense, cu mase tipice de 50 până la 500 de ori masa Soarelui; dăm acestor regiuni denumirea extrem de tehnică de aglomerări. În cadrul acestor aglomerări, există regiuni chiar mai dense, mai mici, numite miezuri. Miezurile sunt embrionii stelelor. Condițiile din aceste nuclee – temperatură scăzută și densitate mare – sunt exact ceea ce este necesar pentru a face stele. Amintiți-vă că esența poveștii de viață a oricărei stele este competiția continuă între două forțe: gravitația și presiunea. Forța gravitației, trăgând spre interior, încearcă să facă o stea să se prăbușească în ea. Presiunea internă produsă de mișcările atomilor de gaz, împingând spre exterior, încearcă să forțeze steaua să se extindă. Când o stea se formează pentru prima dată, temperatura scăzută (și, prin urmare, presiunea scăzută) și densitatea mare (deci, atracție gravitațională mai mare) funcționează ambele pentru a oferi gravitației avantajul. Pentru a forma o stea – adică o minge densă, fierbinte de materie, capabilă să declanșeze reacții nucleare adânc în interior – avem nevoie de un nucleu tipic de atomi și molecule interstelare care să se micșoreze în rază și să crească în densitate cu un factor de aproape 10²⁰. Forța gravitației este cea care produce acest colaps drastic.