Stelele se nasc cu adevărat din praful de stele și pentru că stelele sunt fabricile care produc toate elementele grele, lumea noastră și tot ce se află în ea provine și din praful de stele.
Norii ei, constând în principal din molecule de hidrogen gazos, plutesc în jurul valorii de răceala inimaginabilă a spațiului până când gravitația îi obligă să se prăbușească pe ei înșiși și să formeze stele.
Toate stelele sunt create egale, dar la fel ca oamenii, ele vin în multe variante. Determinantul principal al caracteristicilor unei stele este cantitatea de praf de stele implicată în formarea sa.
Unele stele sunt foarte mari și au vieți scurte, spectaculoase, în timp ce altele sunt atât de mici încât abia au avut suficientă masă pentru a deveni o stea în primul rând, iar acestea au o viață extrem de lungă. Ciclul de viață al unei stele, așa cum explică NASA și alte autorități spațiale, este foarte dependent de masă.
Stelele aproximativ de dimensiunea soarelui nostru sunt considerate stele mici, dar nu sunt la fel de mici ca roșu piticii, care au o masă de aproximativ jumătate din cea a soarelui și sunt la fel de aproape de a fi veșnici precum o stea poate obține.
Ciclul de viață al unei stele cu masă redusă precum soarele, care este clasificat ca o stea cu secvență principală de tip G (sau o pitică galbenă), durează aproximativ 10 miliarde de ani. Deși stelele de această dimensiune nu devin supernove, ele își încheie viața într-un mod dramatic.
Formarea unui Protostar
Gravitația, acea forță misterioasă care ne ține picioarele lipite de pământ și planetele care se rotesc în orbita lor, este responsabilă pentru formarea stelelor. În interiorul norilor de gaz și praf interstelar care plutesc în jurul universului, gravitația coagulează molecule în mici aglomerări, care se eliberează de norii lor părinți pentru a deveni protostele. Uneori, prăbușirea este precipitată de un eveniment cosmic, cum ar fi o supernova.
În virtutea masei lor crescute, protostelele sunt capabile să atragă mai mult praf de stele. Conservarea impulsului face ca materia prăbușită să formeze un disc rotativ și temperatura crește din cauza creșterii presiunii și a energiei cinetice eliberate de moleculele de gaz atrase de centru.
Se crede că există mai multe protostele în nebuloasa Orion, printre alte locuri. Cele foarte tinere sunt prea difuze pentru a fi vizibile, dar în cele din urmă devin opace pe măsură ce se unesc. Pe măsură ce se întâmplă acest lucru, acumularea de materie captează radiația infraroșie în miez, ceea ce crește și mai mult temperatura și presiunea, împiedicând în cele din urmă să cadă mai multă materie în miez.
Plicul stelei continuă să atragă materia și să crească, totuși, până când apare ceva incredibil.
Scânteia termonucleară a vieții
Este greu de crezut că gravitația, care este o forță relativ slabă, ar putea precipita un lanț de evenimente care duce la o reacție termonucleară, dar asta se întâmplă. Pe măsură ce protostelul continuă să acumuleze materie, presiunea din miez devine atât de intensă încât hidrogenul începe să fuzioneze în heliu, iar protostelul devine o stea.
Apariția activității termonucleare creează un vânt intens care pulsează din stea de-a lungul axei de rotație. Materialul care circulă în jurul perimetrului stelei este aruncat de acest vânt. Aceasta este faza T-Tauri a formării stelei, care se caracterizează printr-o activitate viguroasă a suprafeței, inclusiv rachete și erupții. Steaua își poate pierde până la 50 la sută din masă în această fază, care pentru o stea de dimensiunea soarelui durează câteva milioane de ani.
În cele din urmă, materialul din jurul perimetrului stelei începe să se disipeze și ceea ce a rămas se coalizează în planete. Vântul solar dispare, iar steaua se instalează într-o perioadă de stabilitate pe secvența principală. În această perioadă, forța exterioară generată de reacția de fuziune a hidrogenului la heliu care apare la nivelul miezului echilibrează atracția spre interior a gravitației, iar steaua nu pierde și nici nu câștigă materie.
Ciclul de viață al stelelor mici: secvența principală
Majoritatea stelelor din cerul nopții sunt stele secvențiale principale, deoarece această perioadă este cea mai lungă de departe din durata de viață a oricărei stele. În timp ce se află pe secvența principală, o stea fuzionează hidrogenul cu heliu și continuă să o facă până când combustibilul său cu hidrogen se epuizează.
Reacția de fuziune se întâmplă mai repede la stelele masive decât la cele mai mici, așa că stelele masive ard mai fierbinți, cu o lumină albă sau albastră și se ard pentru un timp mai scurt. În timp ce o stea de dimensiunea soarelui va dura 10 miliarde de ani, un gigant albastru super masiv ar putea dura doar 20 de milioane.
În general, două tipuri de reacții termonucleare apar în stelele secvenței principale, dar în stelele mai mici, cum ar fi soarele, apare un singur tip: lanțul proton-proton.
Protonii sunt nuclei de hidrogen, iar în miezul unei stele călătoresc suficient de repede pentru a depăși repulsia electrostatică și se ciocnesc pentru a forma nuclei de heliu-2, eliberând un v-neutrino și un pozitron în proces. Când un alt proton se ciocnește cu un nucleu de heliu-2 nou format, acesta se fuzionează în heliu-3 și eliberează un foton gamma. În cele din urmă, doi nuclei de heliu-3 se ciocnesc pentru a crea un nucleu de heliu-4 și încă doi protoni, care continuă reacția în lanț, deci, în ansamblu, reacția proton-proton consumă patru protoni.
Un subcaten care apare în reacția principală produce beriliu-7 și litiu-7, dar acestea sunt elemente de tranziție care se combină, după coliziune cu un pozitron, pentru a crea doi nuclei de heliu-4. O altă subcatenă produce beriliu-8, care este instabil și se împarte spontan în doi nuclei de heliu-4. Aceste procese secundare reprezintă aproximativ 15% din producția totală de energie.
Secvența post-principală - Anii de aur
Anii de aur din ciclul de viață al unei ființe umane sunt cei în care energia începe să scadă și același lucru este valabil și pentru o stea. Anii de aur pentru o stea cu masă mică apar atunci când steaua a consumat tot combustibilul cu hidrogen din miezul său, iar această perioadă este cunoscută și sub numele de secvență post-principală. Reacția de fuziune din miez încetează, iar carcasa exterioară de heliu se prăbușește, creând energie termică pe măsură ce energia potențială din carcasa care se prăbușește este convertită în energie cinetică.
Căldura suplimentară face ca hidrogenul din coajă să înceapă să fuzioneze din nou, dar de data aceasta, reacția produce mai multă căldură decât a făcut-o atunci când a avut loc numai în miez.
Fuziunea stratului de coajă de hidrogen împinge marginile stelei spre exterior, iar atmosfera exterioară se extinde și se răcește, transformând steaua într-un gigant roșu. Când acest lucru i se întâmplă Soarelui în aproximativ 5 miliarde de ani, acesta se va extinde la jumătate din distanța față de Pământ.
Expansiunea este însoțită de temperaturi crescute la nivel central, pe măsură ce mai mult heliu este aruncat de reacțiile de fuziune a hidrogenului care au loc în cochilie. Se încălzește atât de mult încât fuziunea heliului începe în miez, producând beriliu, carbon și oxigen și, odată ce începe această reacție (numită fulger de heliu), se răspândește rapid.
După ce heliul din cochilie este epuizat, miezul unei stele mici nu poate genera suficientă căldură pentru a contopi elementele mai grele care au fost create, iar cochilia care înconjoară miezul se prăbușește din nou. Această prăbușire generează o cantitate semnificativă de căldură - suficientă pentru a începe fuziunea heliului în cochilie - și noua reacția începe o nouă perioadă de expansiune în timpul căreia raza stelei crește de până la 100 de ori mai mult decât cea inițială rază.
Când soarele nostru atinge acest stadiu, se va extinde dincolo de orbita lui Marte.
Stelele de dimensiuni solare se extind pentru a deveni nebuloase planetare
Orice poveste a ciclului de viață al unei stele pentru copii ar trebui să includă o explicație a nebuloaselor planetare, deoarece acestea sunt unele dintre cele mai izbitoare fenomene din univers. Termenul de nebuloasă planetară este un nume greșit, deoarece nu are nimic de-a face cu planetele.
Este fenomenul responsabil pentru imaginile dramatice ale Ochiului lui Dumnezeu (Nebuloasa Helix) și alte astfel de imagini care populează internetul. Departe de a fi de natură planetară, o nebuloasă planetară este semnătura morții unei stele mici.
Pe măsură ce steaua se extinde în cea de-a doua fază roșie gigant, miezul se prăbușește simultan într-un alb super-fierbinte pitic, care este o rămășiță densă care are cea mai mare parte a masei stelei originale ambalate într-o dimensiune a Pământului sferă. Pitica albă emite radiații ultraviolete care ionizează gazul din cochilia în expansiune, producând culori și forme dramatice.
Ce a mai rămas este un pitic alb
Nebuloasele planetare nu sunt de lungă durată, disipându-se în aproximativ 20.000 de ani. Cu toate acestea, steaua pitică albă care rămâne după ce s-a disipat o nebuloasă planetară este foarte durabilă. Este practic o bucată de carbon și oxigen amestecată cu electroni care sunt ambalate atât de strâns încât se spune că sunt degenerate. Conform legilor mecanicii cuantice, acestea nu pot fi comprimate mai departe. Steaua este de un milion de ori mai densă decât apa.
Nu există reacții de fuziune în interiorul unei pitice albe, dar rămâne fierbinte datorită suprafeței sale reduse, care limitează cantitatea de energie pe care o radiază. În cele din urmă se va răci pentru a deveni o bucată neagră, inertă de carbon și electroni degenerați, dar aceasta va dura între 10 și 100 de miliarde de ani. Universul nu este suficient de vechi pentru ca acest lucru să se fi produs încă.
Masa afectează ciclul de viață
O stea de dimensiunea soarelui va deveni o pitică albă atunci când își consumă combustibilul cu hidrogen, dar una cu o masă în miezul său de 1,4 ori dimensiunea soarelui are o altă soartă.
Stelele cu această masă, cunoscută sub numele de limita Chandrasekhar, continuă să se prăbușească, deoarece forța gravitațională este suficientă pentru a depăși rezistența exterioară a degenerării electronice. În loc să devină pitici albi, devin stele de neutroni.
Întrucât limita de masă Chandrasekhar se aplică miezului după ce steaua a radiat o mare parte din masa sa, și întrucât masa pierdută este considerabil, steaua trebuie să aibă de aproximativ opt ori masa soarelui înainte de a intra în faza roșie gigant pentru a deveni o stea neutronică.
Stelele pitice roșii sunt cele cu o masă cuprinsă între jumătate și trei sferturi din masa solară. Sunt cele mai tari dintre toate stelele și nu acumulează atât de mult heliu în nucleele lor. În consecință, nu se extind pentru a deveni giganți roșii atunci când și-au epuizat combustibilul nuclear. În schimb, se contractă direct în pitici albi fără producerea unei nebuloase planetare. Deoarece aceste stele ard atât de încet, totuși, va trece mult timp - poate chiar 100 de miliarde de ani - până când una dintre ele va suferi acest proces.
Stelele cu o masă mai mică de 0,5 mase solare sunt cunoscute sub numele de pitici bruni. Nu sunt deloc stele, pentru că atunci când s-au format, nu aveau suficientă masă pentru a iniția fuziunea hidrogenului. Forțele gravitaționale de compresie generează suficientă energie pentru ca astfel de stele să radieze, dar are o lumină abia perceptibilă pe capătul roșu îndepărtat al spectrului.
Deoarece nu există consum de combustibil, nu există nimic care să împiedice o astfel de stea să rămână exact așa cum durează universul. Ar putea fi unul sau mulți dintre ei în imediata vecinătate a sistemului solar și, pentru că strălucesc atât de slab, nu am ști niciodată că sunt acolo.