Naşterea şi evoluţia stelelor (1)

Tot ce ne înconjoară şi toate elementele din care suntem formaţi, exceptând hidrogenul şi heliul, plus urme de litiu şi beriliu, a fost produs cândva de stele. Noi am făcut parte cândva dintr-o stea, iar moartea sa a făcut posibilă existenţa noastră.

Povestea naşterii şi dispariţiei stelelor este şi povestea originii elementelor, ca şi a luptei materiei împotriva gravitaţiei, o luptă pe care aceasta din urmă o câştigă întotdeauna.

La începuturile Universului, singurele elemente apărute au fost cele foarte uşoare. Abia după apariţia primelor stele au început a fi produse elemente mai grele, prin nucleosinteză – procesul fuziunii nucleelor din interiorul stelelor.

Prima generaţie de stele s-a stins demult. Densitatea materiei era mai mare, norii de gaz primordial – mai întinşi, iar hidrogenul din belşug, astfel se presupune ca aştrii formaţi au fost mai mari, au ars repede şi au împrăştiat în jur elemente mai grele, creând condiţiile apariţiei următoarei generaţii de stele, mai puţin dramatice.

Toate stelele încep să prindă viaţă în mod similar. Diferenţa apare în evoluţia lor ulterioară şi mai ales în modul în care sfârşesc.


Începutul

Întâi avem un nor molecular gigant. Cei obişnuiţi au în jur de 100 a.l. (ani-lumină) în circumferinţă şi înglobează cam 6 milioane de mase solare. Trebuie precizat faptul că în general stelele iau naştere în zone galactice bogate în materie, apărând în grupuri mai degrabă decât individual (bineînţeles, timpul şi locul sunt interpretate ca atare, la scară astronomică).

Norii moleculari sunt continuu modelaţi şi influenţaţi de legăturile gravitaţionale dintre ei. Dacă iniţial densitatea norului este atât de mică, încât tendinţa acestuia de a colapsa sub propria greutate este uşor învinsă de turbulenţele din interior, aceste influenţe la scară mare pot declanşa contracţia. Norul molecular începe să colapseze în întregime sau doar în anumite zone. Forţa gravitaţională, datorită concentrării masei, devine mai puternică. Uriaşa masă de gaz se va fragmenta în timp în nori cu mase stelare, ce vor continua condensarea până la formarea de protostele.

Ca toate procesele ce ţin de evoluţia stelelor, rata de naştere a unei stele depinde de masă. Cu cât avem o masă mai mare, cu atât steaua se formează mai rapid. Soarelui i-a luat în jur de 10 milioane ani să se nască, în schimb pentru mase de zece ori mai mari nu este nevoie decât de 100.000 ani.

Naşterea unei stele (concepţie artist)
credit: whiteice89.deviantart.com

Protosteaua

Comprimarea norului de materie face ca temperatura să crească, ca urmare a fricţiunii dintre moleculele de gaz. Energia este radiată în timpul colapsului. La un moment dat însă nucleul va deveni adiabatic opac, căldura începe să fie în mare parte păstrată în centru, încălzindu-se tot mai tare şi astfel apărând protosteaua. Opacitatea apare ca urmare a creşterii densităţii, materia se aglomerează, iar fotonii nu mai pot scăpa uşor. Nucleul se va încălzi tot mai mult, iar când temperatura va atinge 10 milioane de grade Kelvin, hidrogenul începe să fuzioneze. În acest moment avem o stea.

Dacă protosteaua va avea o masă mai mică de 0,08 mase solare, temperatura internă nu va creşte niciodată îndeajuns ca fuziunea hidrogenului să aibă loc. Acestea sunt stele ratate, denumite pitice brune. Ele se situează undeva între stele şi planetele gazoase (cum este Jupiter). Emit energie, însă nu datorită fuziunii din nucleu, ci contracţiei gravitaţionale.


Secvenţa principală

Odată ajunsă în secvenţa principală (perioada de viaţă), stelele se află în echilibru atâta vreme cât vor avea combustibil. Tendinţa de colaps datorită atracţiei gravitaţionale este balansată de presiunea internă dată de procesele de fuziune. Odată cu fuziunea apare şi vântul stelar. Unele stele, de obicei cele foarte active, mari şi fierbinţi, au un asemenea vânt stelar încât spulberă discul de materie din jur şi fac imposibilă formarea planetelor.

Soarele are un vânt solar echivalent cu 10^-14 din masa sa anual sau 0,01 din masă pe toată perioada existenţei sale. Însă stele de peste 50 de mase solare pot avea un vânt stelar de ordinul a 10^-5, pierzând în timpul secvenţei principale jumătate din masa lor!

Stelele din secvenţa principală se împart în clase spectrale ce depind în principal de masa stelei (vezi tabelul de mai jos). Masa determină temperatura, dimensiunea, reacţii anume, culoarea, precum şi modul de viaţă. Cu cât este mai mare, este mai fierbinte şi are o durată de viaţă mai scurtă.

Dar care este "metabolismul" stelar, numit nucleosinteză? În secvenţa principală, totul se bazează pe echilibru. Echilibru între forţele de contracţie (gravitaţia) şi cele de expansiune (reacţiile termonucleare). Dacă gravitaţia este mai puternică, atunci steaua se contractă (contractându-se se încălzeşte), iar dacă presiunea internă este mai tare, steaua se dilată.

În interiorul Soarelui, temperatura poate atinge 15 milioane K. La această temperatură viteza atomilor de hidrogen este atât de mare încât atunci când nucleele se ciocnesc fuzionează. Primul pas al reacţiei este H1+H1=H2+e+νe, adică un nucleu de hidrogen (proton) se ciocneşte cu un alt nucleu de hidrogen, rezultând un nucleu de deuteriu (proton + neutron), plus un pozitron (antielectron), plus un neutrin. Din diferenţa de masă se obţin 2 MeV de energie, plus 1 MeV de energie din dezintegrarea pozitronului la întâlnirea cu un electron.

Acum, ca există deuteriu, se trece la pasul doi al reacţiilor: H2+H1=He3+gama, adică un nucleu de deuteriu fuzionează cu unul de hidrogen, rezultând heliu 3 (cu doi protoni şi un neutron în nucleu) plus un foton gama. Energia eliberată de aceasta reacţie este de 5,5 MeV.

Heliul 3 intră mai departe în reacţie: 2He3 › He4+ 2H1, adică două nuclee de heliu 3 fuzionează şi rezultă un nucleu de heliu 4 (care are doi protoni şi doi neutroni) şi două nuclee de hidrogen. Energia eliberată din diferenţa de masă este de 12,9 MeV. Nucleul de heliu 4 este foarte stabil şi nu mai intră în reacţie decât în condiţii speciale. Acele condiţii care apar spre sfârşitul vieţii stelei.

Deşi pot părea complicate, lucrurile sunt încă şi mai complicate. Aceasta nu este singura reacţie de transformare a hidrogenului în heliu. Există trei tipuri de reacţii cu acelaşi rezultat, şi fiecare are cea mai mare probabilitate de apariţie între anumite limite de temperatură.

1. He3+He3=He4+H1+H1
(10-14 milioane K, 12,86 MeV)
2. He3+He4=Be7+g ; Be7+e-=Li7+n ; Li7+H1=He4+He4
(14-23 milioane K, 0,8 MeV)
3. He3+He4=Be7+g ; Be7+H1=B8+g ; B8=Be8+e++n ; Be8=He4+He4
(mai mari de 23 milioane K, 15 MeV)

În Soare, se întâmplă toate cele trei tipuri de reacţii, în proporţii diferite. Mai exact, frecvenţa reacţiilor din grupa 1 este 91%, cele din grupa 2 au o frecvenţă de 9%, iar cele din grupa 3 au o frecvenţă de 0,9%.

Pentru stelele mai fierbinţi există un  alt ciclu, carbon-oxigen-azot. Aici elementele nou apărute intră în reacţia următoare:

C12 + H1 = N13 + gama
N13 = C13 + e+ + neutrin
C13 + H1 = N14 + gama
N14 + H1 = O15 + gama
O15 = N15 + e+ + neutrin
N15 + H1 = C12 + He4

Această succesiune de reacţii are loc mult mai rapid, astfel că aceste stele au durata de viaţa mult mai scurtă, rămânând mai repede fără combustibil pentru reacţiile termonucleare.

Naşterea şi evoluţia stelelor (2)

Bibliografie: