În cea de-a doua parte a articolului dedicat naşterii şi evoluţiei stelelor, vorbim despre moartea stelelor, despre stelele cu masă mică, stelele medii şi stelele masive. Continuăm, deci, călătoria în fascinanta lume a stelelor, aruncând o privire în profunzimile acestora...
Naşterea şi evoluţia stelelor (1)
Moartea stelei
Oricât ar suna de trist, moartea stelelor sau cel puţin a unora dintre ele reprezintă evenimente spectaculoase. Mai mult decât atât, aceste evenimente pot da viaţă altor stele.
Ce se întâmplă când o stea atinge sfârşitul vieţii sale, hidrogenul din interior se termină, iar presiunea din nucleu nu mai este îndeajuns de mare pentru a susţine o temperatură necesară fuziunii nucleelor? Ca şi până acum, totul depinde de masa stelei respective.
Stelele cu masă mică
Acestea, denumite pitice roşii deoarece, fiind mai reci, emit lumină în partea roşie a a spectrului, ca şi în infraroşu. Reacţiile din nucleu au loc foarte lent chiar şi în comparaţie cu o stea medie cum este Soarele. Astfel, durata lor de viaţă este foarte mare, peste 100 miliarde ani. Deducem astfel că de când s-a născut Universul nostru, în urmă cu 13,73 miliarde ani, nicio pitică roşie nu s-a stins. De aceea, ce se întâmplă cu acestea când îşi termină combustibilul din interior sunt doar teorii, astronomii neputând să vadă cu ochii observatoarelor niciun caz concret.
Stelele ce nu trec de 0,5 mase solare nu vor putea să fuzioneze heliu în nucleu când hidrogenul disponibil va fi terminat, pentru că presiunea va fi prea scăzută. Anumite modele arată că piticele roşii cu o masă de doar 10% din masa Soarelui au o durată de viaţă de 6.000 miliarde de ani! De menţionat şi faptul că stelele cu masă redusă sunt mult mai numeroase decât cele medii, iar cele cu mase impresionante sunt rare.
Stelele medii
Soarele, o stea de mărime medie, converteşte hidrogenul în heliu de 4,5 miliarde de ani. Deja jumătate din combustibil este consumat, iar steaua noastră este cu 30% mai luminoasă decât era la începutul vieţii sale. Luminozitatea, ca şi căldura degajată, vor continua să crească, iar peste 1 miliard de ani viaţa nu va mai putea supravieţui pe Terra decât în formele sale cele mai simple. Peste 3 miliarde de ani toate oceanele se vor fi evaporat deja. Cinci miliarde de ani de acum încolo hidrogenul va înceta sa mai fuzioneze în nucleu, deşi în straturile superioare acest proces continuă.
Luminozitatea şi căldura Soarelui vor continua să crească, astfel că peste 1 miliard de ani viaţa nu va mai putea supravieţui pe Terra decât în formele sale cele mai simple.
Datorită încetării reacţiilor termonucleare presiunea din nucleu scade iar gravitaţia comprimă materia. Acest lucru duce la creşterea temperaturii, începând fuziunea heliului pentru a forma carbon şi oxigen. Straturile superioare ale stelei încep să se extindă dramatic. Avem acum o gigantă roşie.
Luminozitatea creşte cu un factor de 1.000 până la 10.000, în timp ce temperatura de suprafaţă scade, dând tenta roşiatică luminii radiate. Reacţiile ce au la bază heliul sunt puternic dependente de temperatură; cum steaua şi-a pierdut echilibrul din secvenţa principală, perioada de dilataţie e marcată de o mare instabilitate. Vântul stelar devine puternic, expulzând materie stelară pe distanţe enorme, creând o nebuloasă planetară. Nebuloasele planetare supravieţuiesc până la 50.000 ani, după care se disipează în spaţiu.
Cu ultimele puteri steaua începe sa pulseze la intervale foarte scurte, de câteva luni. În cele din urmă rămâne doar o pitică albă, extrem de densă. Aşadar, pentru prima oară devine vizibil nucleul stelei. Forţa care nu permite colapsul gravitaţional al acestui nucleu este respingerea norului de electroni al atomilor.
Nu mai mare decât Pământul, pitica albă va conţine jumătate din masa iniţială a astrului. Înconjurată de planetele îndepărtate ce au supravieţuit, se va răci treptat timp de miliarde de ani. Cele mai bătrâne pitice albe descoperite au o vârstă dublă decât Terra şi încă radiază o temperatură de 4.000 K.
Stele între 11 şi 50 de mase solare
Existenţa acestor stele este mult mai dramatică. De 100.000 mai luminoase decât Soarele, cu temperaturi superficiale de 30.000 K, dispar de 1000 de ori mai repede. În nucleu sunt presiuni atât de mari încât reacţiile de fuziune se desfăşoară la cote inimaginabile.
Aceste stele gigant capătă în timp o structură stratificată. Dacă am putea să pătrundem în interior, am întâlni întâi un strat în care hidrogenul fuzionează pentru a forma heliu, apoi în următorul strat heliul se transformă în carbon şi oxigen; mai departe carbonul continuă fuzionarea în neon şi magneziu şi aşa mai departe, către elemente tot mai grele. În centru, la un anumit moment, după fuzionări succesive, se va ajunge la apariţia fierului, creat de fuziunea siliciului la o temperatură de opt miliarde de grade Kelvin.
Este începutul sfârşitului. Elementele mai uşoare decât fierul creează prin fuziune elemente mai grele, cu eliberare de energie, în timp ce elementele mai grele decât fierul se sparg în elemente mai uşoare, cu degajare de energie. Astfel, când în nucleul stelei se ajunge la fier, reacţia de fuziune a acestuia consumă energie în loc sa producă şi nu se mai autoîntreţine.
Gravitaţia învinge iar compresia nucleului ridică temperatura la 10 miliarde K. Forţele de respingere dintre nucleele elementelor şi electroni sunt învinse, electronii se combină cu protonii pentru a forma neutroni şi astfel se formează în doar o fracţiune de secundă o stea neutronică, nu mai mare de 20 km în diametru.
Straturile superioare rămân fără susţinere şi, atinse de unda se şoc a colapsului, se transformă într-o explozie enormă. O supernovă de tip II. Supernovele de tip Ib sunt declanşate de acelaşi mecanism, dar stelele sunt mai masive. În schimb, supernova tip Ia are o cu totul altă origine – o pitică albă ce atrage material de la o stea companion până când trece de limita a 1,4 mase solare devine instabilă şi explodează.
Materia expulzată de explozie se deplasează cu 5.000 km pe secundă. Timp de o zi sau două luminozitatea va fi de miliarde de sori. După 20.000 de ani ajunge să formeze o sferă cu un diametru de 100 a.l. Supernovele sunt o sursă de elemente grele – în special de elemente mai grele decât fierul, ce nu se pot forma prin fuziune în interiorul stelelor. Iar şocurile produse de aceste explozii uriaşe pot determina norii de materie să înceapă colapsul pentru a forma noi stele. Elemente mai grele decât fierul pot fi produse şi de gigantele roşii, însă în procente diferite în comparaţie cu supernovele. Cum concentraţiile de elemente grele din Sistemul Solar nu se potrivesc exact cu niciunul dintre cazuri, concluzia este că în cazul nostru a existat un mix de astfel de elemente ce provin şi de la supernove, dar şi de la gigante roşii.
Stelele masive, deşi rare, au o contribuţie importantă în galaxii. Pe lângă producţia de elemente grele, regularizează rata de formare a stelelor pe scară largă.
Stele de peste 50 mase solare
Cele mai masive stele se diferenţiază prin faptul ca pierd o cantitate apreciabilă de masă din cauza vântului stelar. Orice stea pierde masă. Soarele expulzează 2 milioane de tone de material pe secundă. Ca să piardă toată materia din care este format ar trebui însă să treacă de 2.000 ori vârsta prezentă a Universului. Dar stelele gigantice pierd jumătate din masa lor într-un timp destul de scurt.
La sfârşitul secvenţei principale rămâne totuşi destulă materie ca în urma colapsului să se formeze o gaură neagră. Găurile negre sunt triumful necontestat al gravitaţiei. Când nucleul depăşeşte 3 mase solare, nicio forţă nu mai este de ajuns pentru a împiedica colapsul total. Steaua se înghite pe ea însăşi, lăsând în urmă doar gravitaţia.
Deşi Universul este un loc plin de evenimente dramatice, acesta permite formarea sistemelor stelare - oaze de echilibru între fenomenele extreme şi întunericul intergalactic.
Cele mai mari stele sfârşesc în supernove de tip Ib. Este posibil ca peste o limită explozia să fie atât de puternică încât în urma sa să nu rămână nimic, să nu se formeze nicio gaură neagră.
Oriunde ne-am uita, cerul este plin de evenimente dramatice. Stele se nasc, dispar şi altele apar în loc. Trăim încă într-un Univers tânăr, în care ratele de producere a stelelor sunt mari. Şi printre toate aceste explozii de neînchipuit, turbulenţe, vânturi stelare feroce şi radiaţii intense, se formează sistemele stelare - oaze de echilibru între fenomenele extreme şi întunericul intergalactic.
