Cum se formează şi evoluează stelele

Stelele, obiectele cereşti cel mai uşor de recunoscut, constituie elementele fundamentale ale unei galaxii. Vârsta, răspândirea şi compoziţia stelelor dintr-o galaxie marchează istoria, dinamica şi evoluţia acelei galaxii. Mai multe despre stele, în continuare.

Totodată stelele sunt răspunzătoare pentru producerea şi distribuirea elementelor chimice precum carbon, nitrogen şi oxigen, iar caracteristicile lor determină în mod profund particularităţile sistemelor planetare ce ar putea apărea în jurul stelelor. Drept urmare cercetarea formării, vieţii şi morţii unei stele reprezintă un obiect de studiu fundamental în astronomie.


Formarea stelelor

Stelele se nasc din nori de praf, pentru a fi apoi împrăştiate prin galaxii. Un exemplu cunoscut de nor de praf este nebuloasa Orion, prezentată îndetaliu în figura alăturată ce combină imagini obţinute de către telescoapele spaţiale NASA Hubble şi Spitzer folosind lumină vizibilă şi lumină infraroşu.

Credit: NASA, ESA, T. Megeath (Universitatea din Toledo) şi M. Robberto (STScI).

Turbulenţele din interiorul acestor nori dau naştere la aglomerări cu o masă suficient de mare pentru ca praful şi gazele să înceapă să colapseze sub influenţa propriei gravitaţii. Pe măsură ce norul se prăbuşeşte, materialul din centru începe să se încălzească rezultând aşa-numita protostea: miezul fierbinte din centrul norului care colapsează şi care va deveni într-o zi o stea. Conform modelelor tridimensionale ale stelelor realizate pe computer, norul de praf şi gaze ce se roteşte s-ar putea separa în două sau trei grupuri; iar acest lucru explică de ce majoritatea stelelor din Calea Lactee apar în pereche sau în grupuri de stele multiple.

Pe măsură ce norul colapsează, în centru se formează un miez dens şi fierbinte ce acumulează gaze şi praf. Nu tot materialul colectat ajunge să facă parte dintr-o stea – din rămăşiţele de praf se pot forma planete, asteroizi sau comete ori acestea poate rămâne sub formă de praf.

În anumite cazuri se poate ca norul să nu colapseze într-un ritm uniform. În ianuarie 2004 un astronom amator pe nume James McNeil a descoperit o mică nebuloasă, ce a apărut surprinzător lângă nebuloasa Messier 78 din constelaţia Orion. Când astronomii din întreaga lume şi-au îndreptat instrumentele spre nebuloasa McNeil au descoperit ceva interesant: strălucirea nebuloasei părea să varieze. Observaţiile realizate în Chandra X-ray Observatory au oferit o explicaţie: creşterea episodică a luminozităţii era rezultatul interacţiunii dintre câmpul magnetic al tinerelor stele şi gazul din jur.

Secvenţa principală

O stea de mărirea Soarelui are nevoie de cca. 50 milioane de ani pentru a se maturiza şi a trece de la procesul de comprimare a norului de praf la vârsta adultă. Soarele va rămâne în această stare matură (secvenţa principală reprezentată pe diagrama Hertzsprung-Russell) timp de cca. 10 miliarde de ani.

Stelele funcţionează pe baza reacţiilor de fuziune nucleară, ce transformă hidrogenul în heliu adânc în interiorul acestora. Energia rezultată şi emanată din miezul stelei asigură presiunea necesară pentru a împiedica colapsul stelei sub influenţa propriei greutăţi, dar şi strălucirea acesteia.

Aşa cum se vede în diagrama Hertzsprung-Russell, stelele din secvenţa principală deţin o varietate largă de culori şi luminozităţi şi pot fi clasificate pe baza acestor caracteristici. Cele mai mici stele, cunoscute sub denumirea de pitice roşii, conţin 10% din masa Soarelui şi emit numai 0,01% din energia acestuia, strălucind palid la temperaturi cuprinse între 3000 şi 4000 K. În ciuda dimensiunilor reduse, piticele roşii sunt de departe cele mai numeroase stele din Univers, cu o durată de viaţă de zeci de miliarde de ani.

Pe de altă parte, stelele cele mai masive, cunoscute sub denumirea de hipergigante, pot fi de peste 100 de ori mai mari decât Soarele, având la suprafaţă o temperatură mai mare de 30 000 K. Hipergigantele emit de sute de mii de ori mai multă energie decât Soarele, dar au o durată de viaţă de numai câteva milioane de ani. Aceste stele extreme par să fi fost comune atunci când Universul era tânăr, dar azi ele sunt foarte rare – Calea Lactee conţine numai o mână de supergigante.


Stelele şi destinul lor

În general cu cât o stea este mai mare, cu atât are viaţa mai scurtă. Cu excepţia stelelor super masive, restul stelelor trăiesc miliarde de ani. Când o stea consumă tot hidrogenul de care dispune, reacţiile nucleare se opresc. Din cauza lipsei energiei necesare pentru a împiedica colapsul stelei, miezul începe să se contracte şi să devină tot mai fierbinte. În afara miezului stelei există încă hidrogen şi de aceea fuziunea continuă într-o carcasă ce înconjoară miezul. Miezul ce devine tot mai fierbinte împinge în afară straturile exterioare ale stelei, ceea ce duce la expansiunea şi răcirea stelei ce se transformă într-o gigantă roşie.

Dacă steaua este suficient de mare, miezul care se contractă poate deveni destul de fierbinte pentru a suporta reacţii nucleare mai exotice ce pornesc de la heliu pentru a produce o varietate de elemente chimice, inclusiv fier. Aceste reacţii nucleare reprezintă însă numai o amânare temporară a destinului stelei. Gradat miezul stelei devine tot mai instabil – uneori arzând cu furie, iar alteori pălind. Aceste variaţii fac ca steaua să pulseze şi să împingă în afară straturile exterioare, învăluindu-se treptat într-un cocon de praf şi gaze. Ceea ce se întâmplă în continuare depinde de mărimea miezului stelei.


Stelele medii devin pitice albe

Pentru stele medii ca Soarele nostru procesul de împingere în exterior al straturilor exterioare continuă până la dezvelirea miezului stelei. Acest „tăciune” mort, dar încă cumplit de fierbinte, poartă denumirea de pitică albă. Piticele albe sunt de mărimea Pământului, dar conţin masa unei stele şi au intrigat cândva astronomii: de ce nu continuă colapsul? Care este forţa care susţine masa miezului? Explicaţia a venit de la mecanica cuantică. Presiunea electronilor ce se mişcă la viteze foarte mari este ceea ce împiedică colapsul stelei. Cu cât miezul este mai masiv, cu atât mai densă va fi pitica albă ce se formează. De aceea, cu cât o pitică albă este mai mică în diametru, cu atât mai mare va fi masa sa! Aceste stele paradoxale sunt foarte comune – peste câteva miliarde de ani Soarele nostru va deveni şi el o pitică albă. Piticele albe sunt în mod natural palide pentru că sunt atât de mici, iar fiindcă le lipseşte sursa de energie trec în obscuritate pe măsură ce se răcesc.

Aceasta este soarta stelelor cu o masă de maxim 1,4 ori din masa Soarelui. Peste această masă, presiunea electronilor nu mai poate împiedica colapsul miezului stelei. Acest tip de stele vor avea un destin cu totul diferit, aşa cum este descris mai jos.


Piticele albe pot deveni nove

Dacă o pitică albă se formează într-un sistem binar sau multiplu de stele, se poate ajunge la un eveniment mult mai dramatic denumit novă. Nova vine din latină şi înseamnă „nou” – mai demult se credea că novele sunt stelele noi. Azi însă ştim că ele sunt stele foarte bătrâne – pitice albe. Dacă o pitică albă este suficient de aproape de o altă stea, gravitaţia acesteia poate atrage materie – în cea mai mare parte hidrogen – din straturile exterioare ale stelei, materie ce se acumulează în stratul exterior. După acumularea la suprafaţă a unei cantităţi suficiente de hidrogen apar reacţiile nucleare, ce determină ca pitica albă să strălucească foarte tare şi să expulzeze materialul rămas. În câteva zile strălucirea se diminuează, iar ciclul porneşte de la început. Uneori piticele albe masive (cele aflate aproape de limita de masă de 1,4 menţionată mai sus) pot atrage atât de multă masă încât colapsează şi explodează în întregime, devenind o supernovă.


Supernovele lasă în urma lor o stea neutronică şi o gaură neagră

Stelele cu o masă de opt ori mai mare decât a Soarelui mor printr-o explozie titanică denumită supernovă. O supernovă nu este doar o novă mai mare. În cazul unei nove explodează doar suprafaţa stelei. Într-o supernovă miezul stelei se prăbuşeşte şi apoi explodează. În stelele masive, o serie complexă de reacţii nucleare determină producerea de fier în miezul stelei. Odată ce fierul se acumulează, steaua a folosit toată energia ce se obţine din fuziunea nucleară, căci reacţiile nucleare ce duc la formarea de elemente chimice mai grele decât fierul consumă mai degrabă decât produc energie. De aceea steaua nu mai poate suporta propria masă, iar miezul de fier se prăbuşeşte. În câteva secunde miezul se micşorează de la cca. 5000 de mile în diametru la cca. o duzină, iar temperatura ajunge la 100 de miliarde de grade sau mai mult. Straturile exterioare ale stelei încep să se prăbuşească odată cu miezul, dar ricoşează după descărcarea enormă de energie, fiind aruncate cu violenţă în exterior. Supernova eliberează o cantitate aproape inimaginabilă de energie. De aceea pentru o perioadă de timp de câteva zile până la câteva săptămâni o supernovă poate depăşi în strălucire o întreagă galaxie. Totodată, în această explozie sunt produse toate elementele chimice naturale, precum şi o paletă largă de particule subatomice. În medie într-o galaxie tipică o supernovă apare o dată la o sută de ani. În fiecare an sunt descoperite 25 – 50 de supernove în alte galaxii, majoritatea fiind însă mult prea departe pentru a fi văzute fără un telescop.


Stelele neutronice

Dacă miezul stelei care se prăbuşeşte în centrul unei supernova conţine de la 1,4 până la de 3 ori masa Soarelui, colapsul continuă până ce electronii şi protonii se combină pentru a forma neutroni, dând astfel naştere unei stele neutronice. Aceste stele sunt incredibil de dense – similare ca şi densitate cu densitatea nucleului atomic. Deoarece conţin atât de multă masă într-un volum atât de mic, gravitaţia este imensă la suprafaţa stelei. La fel ca şi piticele albe, dacă o stea neutronică se formează într-un sistem multiplu de stele poate acumula gaz de la orice stea din vecinătate. Drept dovadă Rossi X-Ray Timing Explorer a capturat emisii de raze X de la gazul ce se roteşte la numai câteva mile deasupra suprafeţei stelei neutronice.

Stelele neutronice au şi un câmp magnetic foarte puternic care poate accelera particulele atomice în jurul polilor magnetici, generând fascicule puternice de radiaţii. Pe măsură ce steaua se roteşte, aceste fascicule „mătură” prin spaţiu ca şi cum ar fi fasciculele unui far imens. Dacă un fascicul este orientat în aşa fel încât să indice periodic spre Pământ, acest lucru ne apare nouă drept impulsuri regulate de radiaţie, ce sunt observate de fiecare dată când fasciculele ce pornesc de la polii magnetici ajung în zona de vizibilitate. În acest caz steaua neutronică se numeşte pulsar.


Găurile negre

Dacă miezul stelei care se prăbuşeşte este de trei ori mai mare decât masa Soarelui, colapsul este complet, formându-se o gaură neagră: un obiect cu o densitate infinită a cărui gravitaţie este atât de mare încât nimic din imediata sa vecinătate nu-i poate scăpa, nici măcar lumina. Fiindcă instrumentele astronomice sunt concepute pentru a observa fotoni, găurile negre nu pot fi detectate decât indirect. Observaţiile indirecte sunt posibile, căci câmpul gravitaţional al unei găuri negre este atât de puternic încât orice materie din vecinătate – deseori straturile exterioare ale unei stele perechi – este capturată înăuntrul găurii negre. Pe măsură ce materia se prăbuşeşte în interiorul unei găuri negre, se formează un disc încălzit la temperaturi enorme şi care emite cantităţi semnificative de radiaţii X şi gama, ce trădează astfel prezenţa găurii negre.


Din rămăşiţele unei supernove se formează noi stele

Praful şi restul de materie ce rămân după o novă sau supernovă se amestecă cu praful şi gazul interstelar din jur, pe care le îmbogăţesc astfel cu elementele şi compuşii chimici produşi în timpul morţii stelei. În final, această materie va fi reciclată şi va sta la baza unei noi generaţii de stele şi sisteme planetare.