Stelele si destinul lor .

Stelele, obiectele ceresti cel mai usor de recunoscut, constituie elementele fundamentale ale unei galaxii. Varsta, raspandirea 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 in mod profund particularitatile sistemelor planetare ce ar putea aparea in jurul stelelor.

Astfel, cercetarea formarii, vietii si mortii unei stele reprezinta un obiect de studiu fundamental in astronomie.

Formarea stelelor
Potrivit NASA, stelele se nasc din nori de praf. Un exemplu cunoscut de nor de praf este nebuloasa Orion. Turbulentele din interiorul acestor nori dau nastere la aglomerari cu o masa suficient de mare pentru ca praful si gazele sa inceapa sa colapseze sub influenta propriei gravitatii.

Pe masura ce norul se prabuseste, din cauza greutatii, materialul din centru incepe sa se incalzeasca rezultand asa-numita protostea – miezul fierbinte din centrul norului care colapseaza si care urmeaza sa devina o stea.

Conform modelelor tridimensionale ale stelelor, realizate pe computer, norul de praf si gaze ce se roteste s-ar putea separa in doua sau trei grupuri. Acest lucru explica de ce majoritatea stelelor din Calea Lactee apar in pereche sau in grupuri de stele multiple.

Pe masura ce norul colapseaza, in 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 pot ramane in continuare sub forma de praf.

In anumite cazuri se poate ca norul sa nu colapseze intr-un ritm uniform. In ianuarie 2004 un astronom amator, James McNeil, a descoperit o mica nebuloasa, aparuta surprinzator langa nebuloasa Messier. Cand astronomii din intreaga lume si-au indreptat instrumentele spre nebuloasa McNeil au descoperit ca stralucirea nebuloasei parea sa varieze.

Observatiile realizate in Chandra X-ray Observatory au oferit o explicatie: cresterea episodica a luminozitatii era rezultatul interactiunii dintre campul magnetic al tinerelor stele si gazul din jur.

O stea de marimea Soarelui are nevoie de aproximativ 50 milioane de ani pentru a se maturiza si a trece de la procesul de comprimare a norului de praf la varsta adulta. Soarele va ramane in aceasta stare matura aproximativ 10 miliarde de ani.

Stelele functioneaza pe baza reactiilor de fuziune nucleara, ce transforma hidrogenul in heliu, adanc in interiorul acestora. Energia rezultata si emanata din miezul stelei asigura presiunea necesara pentru a impiedica colapsul stelei sub influenta propriei greutati, dar si stralucirea acesteia.

Stelele 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 intre 3000 si 4000 K. In 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 decat Soarele, avand la suprafata o temperatura mai mare de 30 000 K. Hipergigantele emit de sute de mii de ori mai multa energie decat Soarele, dar au o durata de viata de numai cateva milioane de ani. Aceste stele extreme par sa fi fost ceva obisnuit in tineretile Universului nostru, dar astazi ele sunt foarte rare – Calea Lactee contine numai o mana de supergigante.

Stelele si destinul lor
In general, cu cat o stea este mai mare, cu atat are viata mai scurta. Cu exceptia stelelor super masive, restul stelelor traiesc miliarde de ani. Cand o stea consuma tot hidrogenul de care dispune, reactiile nucleare se opresc. Din cauza lipsei energiei necesare pentru a impiedica colapsul stelei, miezul incepe sa se contracte si sa devina tot mai fierbinte.

In afara miezului stelei exista inca hidrogen si de aceea fuziunea continua in carcasa din jurul miezului. Pe masura ce devine tot mai fierbinte, miezul impinge in afara straturile exterioare ale stelei, ceea ce duce la expansiunea si racirea acesteia, transformand-o intr-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, pentru a produce o varietate de elemente chimice, inclusiv fier. Aceste reactii nucleare reprezinta insa numai o amanare temporara a destinului stelei.

Gradat, miezul stelei devine tot mai instabil – uneori arzand cu furie, alteori palind. Aceste variatii fac ca steaua sa pulseze si sa impinga in afara straturile exterioare, invaluindu-se treptat intr-un cocon de praf si gaze. Ceea ce se intampla in continuare depinde de marimea miezului stelei.

Stelele medii devin pitice albe
Pentru stele medii, ca Soarele nostru, procesul de impingere in exterior al straturilor exterioare continua pana la dezvelirea miezului stelei. Acest “taciune mort”, dar inca teribil de fierbinte, poarta denumirea de pitica alba.

Piticele albe sunt de marimea Pamantului, dar contin masa unei stele si au intrigat candva 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 impiedica colapsul stelei. Cu cat miezul este mai masiv, cu atat mai densa va fi pitica alba ce se formeaza. De aceea, cu cat o pitica alba este mai mica in diametru, cu atat mai mare va fi masa sa.

Aceste stele paradoxale sunt foarte comune. Peste cateva miliarde de ani, Soarele nostru va deveni si el o pitica alba. Piticele albe sunt in mod natural palide, pentru ca sunt mici. Iar, pe masura ce se racesc, fiindca le lipseste sursa de energie, trec in obscuritate.

Aceasta este soarta stelelor cu o masa de maxim 1,4 ori din masa Soarelui. Peste aceasta masa, presiunea electronilor nu mai poate impiedica 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 intr-un sistem binar sau multiplu de stele, se poate ajunge la un eveniment mult mai dramatic, denumit nova (din latinescul “nou”) – in trecut, se credea ca novele sunt stelele noi.

Azi insa stim ca piticele albe sunt stele foarte batrane. Daca o pitica alba este suficient de aproape de o alta stea, gravitatia acesteia poate atrage materie – in cea mai mare parte hidrogen – din straturile exterioare ale stelei, materie ce se acumuleaza in 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.

In cateva zile stralucirea se diminueaza, iar ciclul porneste de la inceput. Uneori piticele albe masive (cele aflate aproape de limita maxima, de 1,4 din masa Soarelui) pot atrage atat de multa masa incat colapseaza si explodeaza in intregime, devenind o supernova.

Supernovele lasa in urma lor o stea neutronica si o gaura neagra
Stelele cu o masa de opt ori mai mare decat a Soarelui mor printr-o explozie titanica, denumita supernova. O supernova nu este doar o nova mai mare. In cazul unei nove, explodeaza doar suprafata stelei. Intr-o supernova, miezul stelei se prabuseste si apoi explodeaza.

In stelele masive, o serie complexa de reactii nucleare determina producerea de fier in miezul stelei. Odata ce fierul se acumuleaza, steaua a folosit toata energia obtinuta din fuziunea nucleara – pentru ca reactiile nucleare ce duc la formarea de elemente chimice mai grele decat fierul consuma mai degraba decat produc energie.

De aceea steaua nu mai poate suporta propria-i masa, iar miezul de fier se prabuseste. In cateva secunde miezul se micsoreaza in diametru, de la aproximativ 5000 de mile, la aproximativ o duzina, iar temperatura ajunge la peste 100 de miliarde de grade. Straturile exterioare ale stelei incep sa se prabuseasca odata cu miezul, dar ricoseaza dupa descarcarea enorma de energie, fiind aruncate cu violenta in exterior.

Supernova elibereaza o cantitate inimaginabila de energie. De aceea pentru o vreme (intre cateva zile pana la cateva saptamani), o supernova poate depasi in stralucire o intreaga galaxie. Totodata, in aceasta explozie sunt produse toate elementele chimice naturale, precum si o paleta larga de particule subatomice.

In medie, intr-o galaxie tipica, o supernova apare o data la o suta de ani. In fiecare an sunt descoperite 25 – 50 de supernove in alte galaxii, majoritatea fiind insa mult prea departe pentru a fi vazute fara un telescop.

Stelele neutronice
Daca miezul stelei care se prabuseste in centrul unei supernove contine de la 1,4 pana la de 3 ori masa Soarelui, colapsul continua pana ce electronii si protonii se combina pentru a forma neutroni, dand astfel nastere unei stele neutronice.

Aceste stele sunt incredibil de dense – similare in densitate cu densitatea nucleului atomic. Deoarece contin atat de multa masa intr-un volum atat de mic, gravitatia este imensa la suprafata stelei. La fel ca piticele albe, daca o stea neutronica se formeaza intr-un sistem multiplu de stele, poate acumula gaz de la orice stea din vecinatate.

Stelele neutronice au si un camp magnetic foarte puternic care poate accelera particulele atomice in jurul polilor magnetici, generand fascicule puternice de radiatii. Pe masura ce steaua se roteste, aceste fascicule se imprastie prin spatiu, precum fasciculele unui far imens.

Daca un fascicul este orientat in asa fel incat sa indice periodic spre Pamant, acest lucru ne apare noua drept impulsuri regulate de radiatie, ce sunt observate de fiecare data cand fasciculele ce pornesc de la polii magnetici ajung in zona de vizibilitate. In acest caz steaua neutronica se numeste pulsar.

Gaurile negre
Daca miezul stelei care se prabuseste este de trei ori mai mare decat masa Soarelui, colapsul este complet, formandu-se o gaura neagra: un obiect cu o densitate infinita a carui gravitatie este atat de mare, incat nimic din imediata sa vecinatate nu-i poate scapa, nici macar lumina.

Deoarece instrumentele astronomice sunt concepute pentru a observa fotoni, gaurile negre nu pot fi detectate decat indirect – campul gravitational al unei gauri negre este atat de puternic, incat orice materie din vecinatate este capturata inauntrul gaurii negre.

In plus, pe masura ce materia se prabuseste in interiorul unei gauri negre, se formeaza un disc incalzit la temperaturi enorme, 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 ramase dupa o nova sau supernova se amesteca cu praful si gazul interstelar din jur, pe care le imbogatesc astfel cu elementele si compusii chimici produsi in timpul mortii stelei. In final, aceasta materie va fi reciclata si va sta la baza unei noi generatii de stele si sisteme planetare.