Evoluția stelelor de la secvența principală la stele gigant roșii

În cele din urmă, tot hidrogenul din miezul unei stele, unde este suficient de fierbinte pentru reacțiile de fuziune, este consumat. Miezul conține atunci doar heliu, „contaminat” de un procent mic de elemente mai grele pe care stelele l-a avut de la început. Heliul din miez poate fi considerat ca fiind „cenușa” acumulată din „arderea” nucleară a hidrogenului în timpul etapei secvenței principale.

Energia nu mai poate fi generată prin fuziunea hidrogenului în miezul stelar, deoarece hidrogenul a dispărut și, după cum vom vedea, fuziunea heliului necesită temperaturi mult mai ridicate. Deoarece temperatura centrală nu este încă suficient de ridicată pentru a fuziona heliul, nu există nicio sursă de energie nucleară care să furnizeze căldură regiunii centrale a stelei. Perioada lungă de stabilitate se termină acum, gravitația preia din nou controlul, iar miezul începe să se contracte. Din nou, energia stelei este parțial furnizată de energia gravitațională, în modul descris de Kelvin și Helmholtz (vezi Sursele de lumină solară: energie termică și gravitațională). Pe măsură ce miezul stelei se micșorează, energia materialului care colapsează spre interior este convertită în căldură.

Căldura generată în acest fel, la fel ca toată căldura, curge spre exterior unde este puțin mai rece. În acest proces, căldura ridică temperatura unui strat de hidrogen care a petrecut întregul timp lung al secvenței principale chiar în afara miezului. Asemenea unei dubluri care așteaptă în aripile unui spectacol de succes de pe Broadway pentru o șansă la faimă și glorie, acest hidrogen era aproape (dar nu chiar) suficient de fierbinte pentru a fi supus fuziunii și a lua parte la acțiunea principală care susține steaua. Acum, căldura suplimentară produsă de miezul care se micșorează pune acest hidrogen „peste limită”, iar un înveliș de nuclee de hidrogen chiar în afara nucleului devine suficient de fierbinte pentru ca fuziunea hidrogenului să înceapă.

O nouă energie produsă prin fuziunea acestui hidrogen se revarsă acum în exterior din această înveliș și începe să încălzească straturi ale stelei mai îndepărtate, făcându-le să se extindă. Între timp, miezul de heliu continuă să se contracte, producând mai multă căldură în jurul lui. Acest lucru duce la mai multă fuziune în învelișul hidrogenului proaspăt în afara miezului (Figura 22.2). Fuziunea suplimentară produce și mai multă energie, care curge și în stratul superior al stelei.

Figura 22.2 Straturi ale stelei în timpul și după secvența principală. (a) În timpul secvenței principale, o stea are un miez în care are loc fuziunea și un înveliș mult mai mare care este prea rece pentru fuziune. (b) Când hidrogenul din miez este epuizat (creat din heliu, nu din hidrogen), miezul este comprimat de gravitație și se încălzește. Căldura suplimentară permite fuziunea hidrogenului într-un strat chiar în afara miezului. Rețineți că aceste părți ale stelei nu sunt desenate la scară.

Majoritatea stelelor generează de fapt mai multă energie în fiecare secundă atunci când topesc hidrogenul în învelișul care înconjoară miezul de heliu decât făceau atunci când fuziunea hidrogenului era limitată la partea centrală a stelei; astfel, ele cresc în luminozitate. Odată cu toată energia nouă care se revarsă în exterior, straturile exterioare ale stelei încep să se extindă, iar steaua în cele din urmă crește și crește până când atinge proporții enorme (Figura 22.3).

Figura 22.3 Dimensiunile relative ale stelelor. Această imagine compară dimensiunea Soarelui cu cea a lui Delta Boötis, o stea uriașă, și a lui Xi Cygni, o supergigantă. Rețineți că Xi Cygni este atât de mare în comparație cu celelalte două stele încât doar o mică parte din ea este vizibilă în partea de sus a cadrului.

Când luați capacul de pe o oală cu apă clocotită, aburul se poate extinde și se răcește. În același mod, expansiunea straturilor exterioare ale unei stele determină scăderea temperaturii de la suprafață. Pe măsură ce se răcește, culoarea generală a stelei devine mai roșie. (Am văzut în Radiații și spectre că o culoare roșie corespunde unei temperaturi mai scăzute.)

Astfel, steaua devine simultan mai luminoasă și mai rece. Pe diagrama H–R, steaua părăsește, prin urmare, banda secvenței principale și se mișcă în sus (mai strălucitoare) și spre dreapta (temperatura mai rece a suprafeței). În timp, stelele masive devin supergiganți roșii, iar stelele cu masă mai mică precum Soarele devin giganți roșii. (Am discutat mai devreme despre astfel de stele gigantice în Stele: Un recensământ ceresc; aici vedem cum provin astfel de stele „umflate”.) Ați putea spune, de asemenea, că aceste stele au „personalități divizate”: nucleele lor se contractă în timp ce straturile lor exterioare se extind. (Rețineți că stelele gigantice roșii nu arată de fapt un roșu intens; culorile lor sunt mai mult portocaliu sau portocaliu-roșu.)

Cât de diferiți sunt aceste giganți și supergiganți roșii de o stea din secvența principală? Tabelul 22.2 compară Soarele cu supergianta roșie Betelgeuse, care este vizibilă deasupra centurii lui Orion ca steaua roșie strălucitoare care marchează axila vânătorului. Față de Soare, această supergiant are o rază mult mai mare, o densitate medie mult mai mică, o suprafață mai rece și un miez mult mai fierbinte.

Compararea unei stele supergigantice cu Soarele

Proprietatea	Soare	Betelgeuse
Masa (2 × 10³³ g)	1	16
Raza (km)	700.000	500.000.000
Temperatura la suprafață (K)	5.800	3.600
Temperatura miezului (K)	15,000,000	160.000.000
Luminozitatea (4 × 10²⁶ W)	1	46.000
Densitatea media (g/cm³)	1,4	1,3 × 10⁻⁷
Vârsta (milioane de ani)	4.500	10

Tabelul 22.2

Giganții roșii pot deveni atât de mari încât, dacă ar fi să înlocuim Soarele cu unul dintre ei, atmosfera sa exterioară s-ar extinde până pe orbita lui Marte sau chiar dincolo (Figura 22.4). Aceasta este următoarea etapă din viața unei stele în timp ce aceasta trece (pentru a continua analogia noastră cu viețile umane) de la lunga sa perioadă de „tinerețe” și „vârstă adultă” la „bătrânețe”. Luând în considerare vârstele relative ale Soarelui și Betelgeuse, putem vedea, de asemenea, că ideea că „stelele mai mari mor mai repede” este într-adevăr adevărată aici. Betelgeuse are doar 10 milioane de ani, ceea ce este relativ tânăr în comparație cu cei 4,5 miliarde de ani ai Soarelui nostru, dar se apropie deja de chinul morții ca supergigantă roșie.

Figura 22.4 Betelgeuse. Betelgeuse se află în constelația Orion, Vânătorul; în imaginea din dreapta, este marcat cu un „X” galben în partea din stânga sus. În imaginea din stânga, o vedem în ultraviolete cu Telescopul Spațial Hubble, în prima imagine directă realizată vreodată de suprafața altei stele. După cum arată scara din partea de jos, Betelgeuse are o atmosferă extinsă atât de mare încât, dacă ar fi în centrul sistemului nostru solar, s-ar întinde peste orbita lui Jupiter. (Credit: modificarea lucrării lui Andrea Dupree (Harvard-Smithsonian CfA), Ronald Gilliland (STScI), NASA și ESA)