Stele

(O diagramă Hertzsprung-Russell care arată multe stele binecunoscute în galaxia Calea Laptelui. )

Stelele sunt cele mai cunoscute obiecte astronomice și reprezintă cele mai fundamentale blocuri ale galaxiilor. Vârsta, distribuția și compoziția stelelor într-o galaxie urmăresc istoria, dinamica și evoluția acelei galaxii. Mai mult, stelele sunt responsabile pentru fabricarea și distribuția elementelor grele, cum ar fi carbonul, azotul și oxigenul, iar caracteristicile lor sunt strâns legate de caracteristicile sistemelor planetare care se pot uni în jurul lor. În consecință, studiul nașterii, vieții și morții stelelor este esențial pentru domeniul astronomiei.

Formarea stelelor

Stelele se nasc în nori de praf și sunt împrăștiate în cele mai multe galaxii. Un exemplu familiar a unui astfel de nor de praf este Nebuloasa Orion. Turbulența adâncă în acești nori dă naștere unor grupări cu o masă suficientă încât gazul și praful să poată începe să se prăbușească sub propria atracție gravitațională. Pe măsură ce norul se prăbușește, materialul din centru începe să se încălzească. Cunoscut ca o protostea, acest nucleu fierbinte, în inima norului care se prăbușește, va deveni o stea într-o zi. Modelele computerizate tridimensionale de formare a stelelor prezic că norii în rotație a gazului și a prafului se pot rupe în două sau trei bloburi; acest lucru ar explica de ce majoritatea stelelor din Calea Laptelui sunt în perechi sau în grupuri de stele multiple.

(Erupție stelară puternică. Observațiile ecoului luminos al lui Eta Carinae oferă o nouă perspectivă asupra comportamentului unor stele masive puternice la un pas de detonare. Credit: NOAO, AURA, NSF și N. Smith (Universitatea din Arizona))

Pe măsură ce norul se prăbușește, se formează un nucleu dens și fierbinte și începe să se strângă praful și gazul. Nu toate aceste materiale se termină ca parte a unei stele – praful rămas poate deveni planete, asteroizi sau comete sau poate rămâne ca praf.

În unele cazuri, norul nu se poate prăbuși într-un ritm constant. În ianuarie 2004, un astronom amator, James McNeil, a descoperit o nebuloasă mică care a apărut în mod neașteptat lângă nebuloasa Messier 78, în constelația lui Orion. Când observatorii din întreaga lume și-au îndreptat instrumentele spre nebuloasa lui McNeil, au găsit ceva interesant – luminozitatea părea să varieze. Observațiile de la Observatorul Chandra al X-ray al NASA au oferit o explicație probabilă: interacțiunea dintre câmpul magnetic al stelei tinere și gazul din jur cauzează creșterea episodică a luminozității.

Stele din secvența principală

(O diagramă observațională Hertzsprung-Russell cu 22.000 de stele compuse din catalogul Hipparcos și 1.000 din catalogul Gliese al stelelor din apropiere. Stelele tind să scadă numai în anumite regiuni ale diagramei. Cea mai proeminentă este diagonala, mergând din stânga sus (fierbinte și luminos) spre dreapta-jos (mai rece și mai puțin luminos), numită secvența principală. În partea din stânga-jos se află zona unde se găsesc pitice albe, iar deasupra secvenței principale sunt subgigantele, gigantele și supergigantele. Soarele se găsește pe secvența principală la luminozitatea 1 (magnitudinea absolută 4,8) și indicele de culoare B-V 0,66 (temperatura 5780 K, spectrul tip G2V). )

O stea de dimensiunea Soarelui nostru are nevoie de aproximativ 50 de milioane de ani pentru a se maturiza de la începutul colapsului. Soarele nostru va rămâne în această fază matură (pe secvența principală așa cum este prezentată în Diagrama Hertzsprung-Russell) pentru aproximativ 10 miliarde de ani.

Stelele sunt alimentate de fuziunea nucleară a hidrogenului formând heliu adânc în interiorul lor. Energia la ieșire din regiunile centrale ale stelei asigură presiunea necesară pentru a împiedica colapsul stelei sub propria ei greutate și strălucirea.

După cum se arată în diagrama Hertzsprung-Russell, stelele principale de secvențe acoperă o gamă largă de luminozități și culori și pot fi clasificate în funcție de aceste caracteristici. Cele mai mici stele, cunoscute sub numele de pitice roșii, pot conține până la 10% din masa Soarelui și emit doar 0,01% la fel de multă energie, strălucind slab la temperaturi între 3000-4000K. În ciuda micimii lor, piticele roșii sunt de departe cele mai numeroase stele din Univers și au o viață de zeci de miliarde de ani.

Pe de alta parte, cele mai masive stele, cunoscute ca hipergigante, pot fi de 100 sau mai mult mai masive decat Soarele, și au temperaturi de suprafață mai mari de 30.000 K. Hypergigantele emit de sute de mii de ori mai multa energie decât Soarele, dar au vieți de numai câțiva milioane de ani. Deși se crede că astfel de stele extreme s-au întâlnit în universul timpuriu, astăzi ele sunt extrem de rare – întreaga galaxie Calea Laptelui conține doar o mână de hipergigante.

Stelele și soarta lor

În general, cu cât este mai mare o stea, cu atât este mai scurtă viața, deși toate stelele, cu excepția celor mai masive, trăiesc miliarde de ani. Când o stea a consumat întregul hidrogenul în nucleul său, reacțiile nucleare încetează. Lipsită de producția de energie necesară pentru a o susține, nucleul începe să se prăbușească în sine și devine mult mai fierbinte. Hidrogenul este încă disponibil în afara miezului, astfel încât fuziunea cu hidrogen continuă într-un înveliș care înconjoară miezul. Miezul din ce în ce mai fierbinte împinge și straturile exterioare ale stelei spre exterior, determinându-le să se extindă și să se răcească, transformând steaua într-un gigant roșu.

Dacă steaua este suficient de masivă, miezul care se prăbușește poate deveni suficient de fierbinte pentru a susține reacții nucleare mai exotice care consumă heliu și produc o varietate de elemente mai grele până la fier. Cu toate acestea, astfel de reacții oferă doar o amânare temporară. Treptat, incendiile nucleare interne ale stelei devin din ce în ce mai instabile – uneori arzând puternic, alteori mocnind. Aceste variații determină ca steaua să pulseze și să-și arunce straturile exterioare, învăluindu-se într-un cocon de gaz și praf. Ce se întâmplă în continuare, depinde de mărimea nucleului.

Stelele medii devin pitice albe

Pentru stelele medii, cum ar fi Soarele, procesul de ejectare a straturilor sale exterioare continuă până când miezul stelar este expus. Acest ciudat steril mort, dar încă feroce, se numește pitică albă. Piticele albe, care sunt de aproximativ mărimea Pământului nostru, în ciuda faptului că au masa unei stele, au nedumerit mai demult pe astronomi – de ce nu s-au prăbușit mai departe? Ce forță a sprijinit masa miezului? Mecanica cuantică a furnizat explicația. Presiunea din electronii cu mișcare rapidă îi împiedică să se prăbușească. Cu cât miezul este mai masiv, cu atât este mai densă pitica albă care se formează. Astfel, cu cât o pitică albă este mai mică în diametru, cu atât este mai mare în masă! Aceste stele paradoxale sunt foarte frecvente – propriul nostru Soare va fi o pitică albă peste miliarde de ani în viitor. Piticele albe sunt intrinsec foarte slabe, deoarece sunt atât de mici și, fără o sursă de producție a energiei, se estompează în uitare pe măsură ce se răcesc treptat.

La această soartă se așteaptă numai acele stele cu o masă de până la 1,4 ori mai mare decât masa Soarelui nostru. Deasupra acestei mase, presiunea electronilor nu poate susține miezul împotriva unei colapsări ulterioare. Astfel de stele au o altă soartă, așa cum este descris mai jos.

Piticele albe pot deveni nove

Dacă o pitică albă se formează într-un sistem binar sau în mai multe stele, aceasta poate avea o moștenire mai plină de evenimente ca o nova. Nova vine din latină pentru „nou” – novele au fost odată considerate a fi noi stele. Astăzi, înțelegem că sunt, de fapt, stele foarte vechi – pitice albe. Dacă o pitică albă este destul de aproape de o stea însoțitoare, gravitația ei poate atrage materia – mai ales hidrogenul – dib straturile exterioare ale acelei stele pe ea însăși, construindu-și stratul de suprafață. Când s-a acumulat suficientă cantitate de hidrogen la suprafață, apare o fuziune nucleară, determinând piticele albe să lumineze substanțial și să elimine materialul rămas. În câteva zile, strălucirea dispare și ciclul începe din nou. Uneori, piticele albe masive (cele apropiate de limita de masă solară 1,4 menționată mai sus) pot acumula atât de multă masă încât să se prăbușească și să explodeze complet, devenind ceea ce se numește supernova.

Supernovele lasă în urmă stelele neutronice sau găuri negre

Secvențele principale ale stelelor de peste opt mase solare sunt destinate să moară într-o explozie titanică numită supernova. O supernova nu este doar o nova mai mare. Într-o nova, doar suprafața stelei explodează. Într-o supernova, miezul stelei se prăbușește și apoi explodează. În stelele masive, o serie complexă de reacții nucleare conduce la producerea de fier în nucleu. După ce a obținut fier, steaua a consumat toată energia pe care o poate obține din fuziunea nucleară – reacțiile de fuziune care formează elemente mai grele decât fierul consumă efectiv energie mai degrabă decât să o producă. Steaua nu mai are nicio modalitate de a-și susține masa, iar miezul de fier se prăbușește. Într-o chestiune de câteva secunde nucleul se micșorează de la aproximativ 5000 de kilometri până la o duzină, iar temperatura crește cu 100 de miliarde de grade sau mai mult. Straturile exterioare ale stelei încep inițial să se prăbușească împreună cu miezul, dar revin eliberând o cantitate enormă de energie și sunt aruncate violent spre exterior. Supernovele eliberează o cantitate aproape inimaginabilă de energie. Pentru o perioadă de zile sau săptămâni, o supernova poate lumina o întreagă galaxie. De asemenea, în aceste explozii sunt produse toate elementele naturale și o gamă bogată de particule subatomice. În medie, o explozie a supernovei apare aproximativ la o sută ani în galaxiile tipice. Aproximativ 25-50 supernove sunt descoperite în fiecare an în alte galaxii, dar cele mai multe sunt prea departe pentru a fi văzute fără un telescop.

Stele neutronice

Dacă miezul stelar colmatant din centrul unei supernove conține între aproximativ 1,4 și 3 mase solare, colapsul continuă până când electronii și protonii se combină pentru a forma neutroni, producând o stea neutronică. Steaua neutronică este incredibil de densă – asemănătoare densității unui nucleu atomic. Deoarece conține atât de multă masă împachetată într-un volum atât de mic, gravitația de la suprafața unei stele neutronice este imensă. La fel ca și stelele pitice albe de mai sus, dacă se formează o stea neutronică într-un sistem cu mai multe stele, se poate acumula gaz prin dezgolirea tuturor companionilor din apropiere. Aparatura cu raze X Rossi X-Ray Timing Explorer a capturat emisii radiative de raze X din aerul care se învârtea la doar câțiva kilometri de suprafața unei stele neutronice.

Stelele neutronice au, de asemenea, câmpuri magnetice puternice care pot accelera particulele atomice în jurul polilor lor magnetici care produc fluxuri puternice de radiație. Aceste fluxuri mătură zona din jurul lor ca proiectoare masive de lumină pe măsură ce steaua se rotește. Dacă un astfel de fascicul este orientat astfel încât să se îndrepte periodic către Pământ, îl observăm ca impulsuri regulate ale radiației care apar ori de câte ori polul magnetic se deplasează peste linia vizuală. În acest caz, steaua neutronică este cunoscută ca un pulsar.

Găuri negre

Dacă miezul stelar colapsat este mai mare decât trei mase solare, acesta se prăbușește complet pentru a forma o gaură neagră: un obiect infinit de dens a cărui gravitație este atât de puternică încât nimic nu poate scăpa din proximitatea sa imediată, nici măcar lumina. Din moment ce fotonii sunt ceea ce instrumentele noastre sunt proiectate să vadă, găurile negre pot fi detectate doar indirect. Observațiile indirecte sunt posibile deoarece câmpul gravitațional al unei găuri negre este atât de puternic încât orice material din apropiere – adesea straturile exterioare ale unei stele de companie – este prins și târât înăuntru. În timp ce materia este atrasă în spirală într-o gaură neagră, ea formează un disc care este încălzit la temperaturi enorme, care emite cantități abundente de raze X și raze gama care indică prezența însoțitorului ascuns subiacent.

Din rămășițe, apar noi stele

Praful și resturile lăsate în urmă de nove și supernove se amestecă eventual cu gazul și praful interstelar înconjurător, îmbogățindu-l cu elementele grele și compușii chimici produsi în timpul morții stelare. În cele din urmă, aceste materiale sunt reciclate, oferind blocuri pentru o nouă generație de stele și sisteme planetare însoțitoare.