Stelele, obiectele ceresti cel mai usor de recunoscut, constituie elementele fundamentale ale unei galaxii. Vârsta, raspândirea si compozitia stelelor dintr-o galaxie marcheaza istoria, dinamica si evolutia acelei galaxii.
Totodata stelele sunt raspunzatoare pentru producerea si distribuirea elementelor chimice precum carbon, nitrogen si oxigen, iar caracteristicile lor determina în mod profund particularitatile sistemelor planetare ce ar putea aparea în jurul stelelor. Drept urmare cercetarea formarii, vietii si mortii unei stele reprezinta un obiect de studiu fundamental în astronomie.
Formarea stelelor
Stelele se nasc din nori de praf, pentru a fi apoi împrastiate prin galaxii. Un exemplu cunoscut de nor de praf este nebuloasa Orion, prezentata în detaliu în figura alaturata ce combina imagini obtinute de catre telescoapele spatiale NASA Hubble si Spitzer folosind lumina vizibila si lumina infrarosu.
Turbulentele din interiorul acestor nori dau nastere la aglomerari cu o masa suficient de mare pentru ca praful si gazele sa înceapa sa colapseze sub influenta propriei gravitatii. Pe masura ce norul se prabuseste, materialul din centru începe sa se încalzeasca rezultând asa-numita protostea: miezul fierbinte din centrul norului care colapseaza si care va deveni într-o zi o stea. Conform modelelor tridimensionale ale stelelor realizate pe computer, norul de praf si gaze ce se roteste s-ar putea separa în doua sau trei grupuri; iar acest lucru explica de ce majoritatea stelelor din Calea Lactee apar în pereche sau în grupuri de stele multiple.
Pe masura ce norul colapseaza, în centru se formeaza un miez dens si fierbinte ce acumuleaza gaze si praf. Nu tot materialul colectat ajunge sa faca parte dintr-o stea – din ramasitele de praf se pot forma planete, asteroizi sau comete ori acesta poate ramâne sub forma de praf.
În anumite cazuri se poate ca norul sa nu colapseze într-un ritm uniform. În ianuarie 2004 un astronom amator pe nume James McNeil a descoperit o mica nebuloasa, ce a aparut surprinzator lânga nebuloasa Messier 78 din constelatia Orion. Când astronomii din întreaga lume si-au îndreptat instrumentele spre nebuloasa McNeil au descoperit ceva interesant: stralucirea nebuloasei parea sa varieze. Observatiile realizate în Chandra X-ray Observatory au oferit o explicatie: cresterea episodica a luminozitatii era rezultatul interactiunii dintre câmpul magnetic al tinerelor stele si gazul din jur.
Secventa principala
O stea de marimea Soarelui are nevoie de cca. 50 milioane de ani pentru a se maturiza si a trece de la procesul de comprimare a norului de praf la vârsta adulta. Soarele va ramâne în aceasta stare matura timp de cca. 10 miliarde de ani.
Stelele functioneaza pe baza reactiilor de fuziune nucleara, ce transforma hidrogenul în heliu adânc în interiorul acestora. Energia rezultata si emanata din miezul stelei asigura presiunea necesara pentru a împiedica colapsul stelei sub influenta propriei greutati, dar si stralucirea acesteia.
Asa cum se vede în diagrama Hertzsprung-Russell, stelele din secventa principala detin o varietate larga de culori si luminozitati si pot fi clasificate pe baza acestor caracteristici. Cele mai mici stele, cunoscute sub denumirea de pitice rosii, contin 10% din masa Soarelui si emit numai 0,01% din energia acestuia, stralucind palid la temperaturi cuprinse între 3000 si 4000 K. În ciuda dimensiunilor reduse, piticele rosii sunt de departe cele mai numeroase stele din Univers, cu o durata de viata de zeci de miliarde de ani.
Pe de alta parte, stelele cele mai masive, cunoscute sub denumirea de hipergigante, pot fi de peste 100 de ori mai mari decât Soarele, având la suprafata o temperatura mai mare de 30 000 K. Hipergigantele emit de sute de mii de ori mai multa energie decât Soarele, dar au o durata de viata de numai câteva milioane de ani. Aceste stele extreme par sa fi fost comune atunci când Universul era tânar, dar azi ele sunt foarte rare – Calea Lactee contine numai o mâna de supergigante.
Stelele si destinul lor
În general cu cât o stea este mai mare, cu atât are viata mai scurta. Cu exceptia stelelor super masive, restul stelelor traiesc miliarde de ani. Când o stea consuma tot hidrogenul de care dispune, reactiile nucleare se opresc. Din cauza lipsei energiei necesare pentru a împiedica colapsul stelei, miezul începe sa se contracte si sa devina tot mai fierbinte. În afara miezului stelei exista înca hidrogen si de aceea fuziunea continua într-o carcasa ce înconjoara miezul. Miezul ce devine tot mai fierbinte împinge în afara straturile exterioare ale stelei, ceea ce duce la expansiunea si racirea stelei ce se transforma într-o giganta rosie.
Daca steaua este suficient de mare, miezul care se contracta poate deveni destul de fierbinte pentru a suporta reactii nucleare mai exotice ce pornesc de la heliu pentru a produce o varietate de elemente chimice, inclusiv fier. Aceste reactii nucleare reprezinta însa numai o amânare temporara a destinului stelei. Gradat miezul stelei devine tot mai instabil – uneori arzând cu furie, iar alteori palind. Aceste variatii fac ca steaua sa pulseze si sa împinga în afara straturile exterioare, învaluindu-se treptat într-un cocon de praf si gaze. Ceea ce se întâmpla în continuare depinde de marimea miezului stelei.
Stelele medii devin pitice albe
Pentru stele medii ca Soarele nostru procesul de împingere în exterior al straturilor exterioare continua pâna la dezvelirea miezului stelei. Acest „taciune” mort, dar înca cumplit de fierbinte, poarta denumirea de pitica alba. Piticele albe sunt de marimea Pamântului, dar contin masa unei stele si au intrigat cândva astronomii: de ce nu continua colapsul? Care este forta care sustine masa miezului? Explicatia a venit de la mecanica cuantica. Presiunea electronilor ce se misca la viteze foarte mari este ceea ce împiedica colapsul stelei. Cu cât miezul este mai masiv, cu atât mai densa va fi pitica alba ce se formeaza. De aceea, cu cât o pitica alba este mai mica 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 si el o pitica alba. Piticele albe sunt în mod natural palide pentru ca sunt atât de mici, iar fiindca le lipseste sursa de energie trec în obscuritate pe masura ce se racesc.
Aceasta este soarta stelelor cu o masa de maxim 1,4 ori din masa Soarelui. Peste aceasta masa, presiunea electronilor nu mai poate împiedica colapsul miezului stelei. Acest tip de stele vor avea un destin cu totul diferit.
Piticele albe pot deveni nove
Daca o pitica alba se formeaza într-un sistem binar sau multiplu de stele, se poate ajunge la un eveniment mult mai dramatic denumit nova. Nova vine din latina si înseamna „nou” – mai demult se credea ca novele sunt stelele noi. Azi însa stim ca ele sunt stele foarte batrâne – pitice albe. Daca o pitica alba este suficient de aproape de o alta stea, gravitatia acesteia poate atrage materie – în cea mai mare parte hidrogen – din straturile exterioare ale stelei, materie ce se acumuleaza în stratul exterior. Dupa acumularea la suprafata a unei cantitati suficiente de hidrogen apar reactiile nucleare, ce determina ca pitica alba sa straluceasca foarte tare si sa expulzeze materialul ramas. În câteva zile stralucirea se diminueaza, iar ciclul porneste de la început. Uneori piticele albe masive (cele aflate aproape de limita de masa de 1,4 mentionata mai sus) pot atrage atât de multa masa încât colapseaza si explodeaza în întregime, devenind o supernova.
Supernovele lasa în urma lor o stea neutronica si o gaura neagra
Stelele cu o masa de opt ori mai mare decât a Soarelui mor printr-o explozie titanica denumita supernova. O supernova nu este doar o nova mai mare. În cazul unei nove explodeaza doar suprafata stelei.
Într-o supernova miezul stelei se prabuseste si apoi explodeaza. În stelele masive, o serie complexa de reactii nucleare determina producerea de fier în miezul stelei. Odata ce fierul se acumuleaza, steaua a folosit toata energia ce se obtine din fuziunea nucleara, caci reactiile nucleare ce duc la formarea de elemente chimice mai grele decât fierul consuma mai degraba decât produc energie. De aceea steaua nu mai poate suporta propria masa, iar miezul de fier se prabuseste. În câteva secunde miezul se micsoreaza de la cca. 5000 de mile în diametru la cca. o duzina, iar temperatura ajunge la 100 de miliarde de grade sau mai mult. Straturile exterioare ale stelei încep sa se prabuseasca odata cu miezul, dar ricoseaza dupa descarcarea enorma de energie, fiind aruncate cu violenta în exterior. Supernova elibereaza o cantitate aproape inimaginabila de energie. De aceea pentru o perioada de timp de câteva zile pâna la câteva saptamâni o supernova poate depasi în stralucire o întreaga galaxie. Totodata, în aceasta explozie sunt produse toate elementele chimice naturale, precum si o paleta larga de particule subatomice. În medie într-o galaxie tipica o supernova apare o data la o suta de ani. În fiecare an sunt descoperite 25 – 50 de supernove în alte galaxii, majoritatea fiind însa mult prea departe pentru a fi vazute fara un telescop.
Stelele neutronice
Daca miezul stelei care se prabuseste în centrul unei supernova contine de la 1,4 pâna la de 3 ori masa Soarelui, colapsul continua pâna ce electronii si protonii se combina pentru a forma neutroni, dând astfel nastere unei stele neutronice. Aceste stele sunt incredibil de dense – similare ca si densitate cu densitatea nucleului atomic. Deoarece contin atât de multa masa într-un volum atât de mic, gravitatia este imensa la suprafata stelei. La fel ca si piticele albe, daca o stea neutronica se formeaza într-un sistem multiplu de stele poate acumula gaz de la orice stea din vecinatate. Drept dovada Rossi X-Ray Timing Explorer a capturat emisii de raze X de la gazul ce se roteste la numai câteva mile deasupra suprafetei stelei neutronice.
Stelele neutronice au si un câmp magnetic foarte puternic care poate accelera particulele atomice în jurul polilor magnetici, generând fascicule puternice de radiatii. Pe masura ce steaua se roteste, aceste fascicule „matura” prin spatiu ca si cum ar fi fasciculele unui far imens. Daca un fascicul este orientat în asa fel încât sa indice periodic spre Pamânt, acest lucru ne apare noua drept impulsuri regulate de radiatie, ce sunt observate de fiecare data când fasciculele ce pornesc de la polii magnetici ajung în zona de vizibilitate. În acest caz steaua neutronica se numeste pulsar.
Gaurile negre
Daca miezul stelei care se prabuseste este de trei ori mai mare decât masa Soarelui, colapsul este complet, formându-se o gaura neagra: un obiect cu o densitate infinita a carui gravitatie este atât de mare încât nimic din imediata sa vecinatate nu-i poate scapa, nici macar lumina.
Fiindca instrumentele astronomice sunt concepute pentru a observa fotoni, gaurile negre nu pot fi detectate decât indirect. Observatiile indirecte sunt posibile, caci câmpul gravitational al unei gauri negre este atât de puternic încât orice materie din vecinatate – deseori straturile exterioare ale unei stele perechi – este capturata înauntrul gaurii negre. Pe masura ce materia se prabuseste în interiorul unei gauri negre, se formeaza un disc încalzit la temperaturi enorme si care emite cantitati semnificative de radiatii X si gama, ce tradeaza astfel prezenta gaurii negre.
Din ramasitele unei supernove se formeaza noi stele
Praful si restul de materie ce ramân dupa o nova sau supernova se amesteca cu praful si gazul interstelar din jur, pe care le îmbogatesc astfel cu elementele si compusii chimici produsi în timpul mortii stelei. În final, aceasta materie va fi reciclata si va sta la baza unei noi generatii de stele si sisteme planetare.
