Evoluția stelelor - Stele gigant roșii

Figura 22.1 Nebuloasa Furnica. În fazele ulterioare ale evoluției stelare, stelele expulzează o parte din masa lor, care se întoarce în mediul interstelar pentru a forma noi stele. Această imagine a telescopului spațial Hubble arată o stea care pierde masă. Cunoscută sub numele de Menzel 3 sau Nebuloasa Furnica, această regiune frumoasă de gaz expulzat se află la aproximativ 3000 de ani lumină de Soare. Vedem o stea centrală care a ejectat masă preferenţial în două direcţii opuse. Obiectul are o lungime de aproximativ 1,6 ani lumină. Imaginea este codificată cu culori – roșu corespunde unei linii de emisie de sulf, verde cu azot, albastru cu hidrogen și albastru/violet cu oxigen. (Credit: NASA, ESA și Echipa Hubble Heritage (STScI/AURA))

Soarele și alte stele nu pot dura pentru totdeauna. În cele din urmă își vor epuiza combustibilul nuclear și vor înceta să mai strălucească. Dar cum se schimbă ele în timpul lungi lor vieți? Și ce înseamnă aceste schimbări pentru viitorul Pământului?

Acum ne întoarcem de la nașterea stelelor la restul poveștilor vieții lor. Aceasta nu este o sarcină ușoară, deoarece stelele trăiesc mult mai mult decât astronomii. Astfel, nu putem spera să vedem povestea de viață a vreunei stele desfășurate în fața ochilor sau a telescoapelor noastre. Pentru a afla despre viața lor, trebuie să cercetăm cât mai mulți dintre locuitorii stelari ai Galaxiei. Cu minuțiozitate și puțin noroc, putem prinde cel puțin câțiva dintre ei în fiecare etapă a vieții lor. După cum ați învățat, stelele au multe caracteristici diferite, diferențele rezultând uneori din diferitele lor mase, temperaturi și luminozități, iar alteori derivate din schimbările care apar pe măsură ce îmbătrânesc. Printr-o combinație de observație și teorie, putem folosi aceste diferențe pentru a pune împreună povestea vieții unei stele.

Evoluția de la secvența principală la gigantele roșii

Una dintre cele mai bune modalități de a obține un „instantaneu” al unui grup de stele este prin reprezentarea proprietăților acestora pe o diagramă H–R. Am folosit deja diagrama H–R pentru a urmări evoluția protostelelor până în momentul în care ajung în secvența principală. Acum vom vedea ce se întâmplă în continuare.

Odată ce o stea a atins stadiul de secvență principală a vieții sale, își obține energia aproape în întregime din conversia hidrogenului în heliu prin procesul de fuziune nucleară din miezul său (vezi Soarele: o centrală nucleară). Deoarece hidrogenul este cel mai abundent element din stele, acest proces poate menține echilibrul stelei pentru o lungă perioadă de timp. Astfel, toate stelele rămân pe secvența principală pentru cea mai mare parte a vieții lor. Unii astronomi preferă să numească faza secvenței principale a stelei „adolescența prelungită” sau „vârsta adultă” (continuând analogia noastră cu etapele unei vieți umane).

Marginea din stânga a benzii secvenței principale din diagrama H–R se numește secvența principală de vârstă zero (vezi Figura 21.12). Folosim termenul de vârstă zero pentru a marca momentul în care o stea încetează să se contracte, se instalează pe secvența principală și începe să topească hidrogenul în miezul său. Secvența principală de vârstă zero este o linie continuă în diagrama H-R care arată unde pot fi găsite stele de mase diferite, dar compoziție chimică similară atunci când încep să fuzioneze hidrogenul.

Deoarece doar 0,7% din hidrogenul utilizat în reacțiile de fuziune este transformat în energie, fuziunea nu modifică masa totală a stelei în mod apreciabil în această perioadă lungă. Cu toate acestea, schimbă compoziția chimică în regiunile sale centrale unde au loc reacții nucleare: hidrogenul se epuizează treptat și se acumulează heliu. Această schimbare a compoziției modifică luminozitatea, temperatura, dimensiunea și structura interioară a stelei. Când luminozitatea și temperatura unei stele încep să se schimbe, punctul care reprezintă steaua pe diagrama H–R se îndepărtează de secvența principală de vârstă zero.

Calculele arată că temperatura și densitatea din regiunea interioară cresc încet pe măsură ce heliul se acumulează în centrul unei stele. Pe măsură ce temperatura se încălzește, fiecare proton dobândește în medie mai multă energie de mișcare; aceasta înseamnă că este mai probabil să interacționeze cu alți protoni și, ca rezultat, crește și viteza de fuziune. Pentru ciclul proton-proton descris în Soarele: o centrală nucleară, rata de fuziune crește aproximativ odată cu temperatura până la puterea a patra.

Dacă viteza de fuziune crește, crește și viteza cu care se generează energia, iar luminozitatea stelei crește treptat. Inițial, totuși, aceste schimbări sunt mici, iar stelele rămân în banda de secvență principală pe diagrama H-R pentru cea mai mare parte a vieții lor.

Exemplul 22.1Temperatura stelei și viteza de fuziune

Dacă temperatura unei stele s-ar dubla, cu ce factor ar crește rata de fuziune a acesteia?

Soluţie

Deoarece viteza de fuziune (ca temperatura) crește până la puterea a patra, aceasta ar crește cu un factor de 2⁴ sau de 16 ori.

Exercițiu

Dacă viteza de fuziune a unei stele a crescut de 256 de ori, cu ce factor ar crește temperatura?

Răspuns

Temperatura ar crește cu un factor de 256^0,25 (adică rădăcina a patra a lui 256) sau de 4 ori.

Vieți pe secvența principală

Câți ani rămâne o stea în banda de secvență principală depinde de masa ei. Ai putea crede că o stea mai masivă, având mai mult combustibil, ar dura mai mult, dar nu este atât de simplu. Durata de viață a unei stele într-o anumită etapă de evoluție depinde de cât de mult combustibil nuclear are și de cât de repede consumă acel combustibil. (În același mod, cât de mult timp oamenii pot continua să cheltuiască bani depinde nu numai de câți bani au, ci și de cât de repede îi cheltuiesc. Acesta este motivul pentru care mulți câștigători la loterie care continuă să cheltuiască mult ajung rapid săraci din nou.) În cazul stelelor, cele mai masive își consumă combustibilul mult mai repede decât stelele cu masă mică.

Motivul pentru care stelele masive sunt atât de cheltuitoare este că, așa cum am văzut mai sus, viteza de fuziune depinde foarte mult de temperatura de bază a stelei. Și ce determină cât de fierbinte devin regiunile centrale ale unei stele? Este masa stelei — greutatea straturilor de deasupra determină cât de mare trebuie să fie presiunea din miez: o masă mai mare necesită o presiune mai mare pentru a o echilibra. O presiune mai mare, la rândul său, este produsă de o temperatură mai ridicată. Cu cât temperatura este mai mare în regiunile centrale, cu atât steaua trece mai repede prin depozitul său de hidrogen central. Deși stelele masive au mai mult combustibil, îl ard atât de prodigios încât viața lor este mult mai scurtă decât cea a omologilor lor cu masă mică. De asemenea, puteți înțelege acum de ce cele mai masive stele din secvența principală sunt și cele mai luminoase. Ca noi staruri rock cu primul lor album de platină, își cheltuiesc resursele în un ritm uluitor.

Duratele de viață ale secvenței principale ale stelelor de diferite mase sunt enumerate în Tabelul 22.1. Acest tabel arată că cele mai masive stele petrec doar câteva milioane de ani pe secvența principală. O stea cu masa solară 1 rămâne acolo timp de aproximativ 10 miliarde de ani, în timp ce o stea cu masa solară aproximativ 0,4 are o durată de viață a secvenței principale de aproximativ 200 de miliarde de ani, care este mai lungă decât vârsta actuală a universului. (Rețineți, totuși, că fiecare stea își petrece cea mai mare parte a vieții sale totale pe secvența principală. Stelele își dedică în medie 90% din viață fuzionării pașnice a hidrogenului în heliu.)

Durata de viață a stelelor din secvența principală

Tip spectral	Temperatura la suprafață (K)	Masa (Masa Soarelui = 1)	Timpul petrecut în secvența principală (ani)
O5	54,000	40	1 milion
B0	29,200	16	10 milioane
A0	9600	3.3	500 milioane
F0	7350	1.7	2.7 miliarde
G0	6050	1.1	9 miliarde
K0	5240	0.8	14 miliarde
M0	3750	0.4	200 miliarde

Tabel 22.1

Aceste rezultate nu sunt doar de interes academic. Ființele umane s-au dezvoltat pe o planetă în jurul unei stele de tip G. Aceasta înseamnă că durata de viață stabilă a secvenței principale a Soarelui este atât de lungă încât a oferit vieții pe Pământ mult timp pentru a evolua. Când căutați o viață inteligentă ca a noastră pe planete din jurul altor stele, ar fi o pierdere destul de mare de timp să căutați în jurul stelelor de tip O sau B. Aceste stele rămân stabile pentru o perioadă atât de scurtă încât dezvoltarea unor creaturi suficient de complicate pentru a urma cursuri de astronomie este foarte puțin probabilă.