Ciclul de viață complet al unei stele

Stelele sunt compuse în principal din hidrogen și gaze cu heliu. Acestea variază dramatic în ceea ce privește dimensiunea, luminozitatea și temperatura și trăiesc miliarde de ani, trecând prin mai multe etape. Soarele nostru este o stea tipică, una dintre sutele de miliarde care acoperă Calea Lactee.

Ciclul de viață al unei stele constă dintr-o serie de etape bine definite.

Stelele se nasc în mari „creșe” galactice numite nebuloase, un cuvânt latin care înseamnă nor. Nebuloasele sunt nori densi de praf și gaze care pot da naștere la sute de stele. În unele regiuni ale unei nebuloase, gazul și praful se vor aduna ca niște aglomerări.

O nouă stea apare atunci când una dintre aceste aglomerări acumulează atât de multă masă încât se prăbușește sub forța propriei sale gravitații. Densitatea crescută a norului de condensare determină creșterea semnificativă a temperaturii acestuia. În cele din urmă, temperatura devine atât de ridicată încât are loc fuziunea nucleară, formând o stea „sugar” numită protostelă.

Odată ce o protostelă a adunat suficientă masă din gazele și norii de praf din jur, ea devine o stea de secvență principală. Stelele secvenței principale fuzionează atomi de hidrogen împreună pentru a crea heliu într-un proces cunoscut sub numele de fuziune nucleară. Stelele pot exista în această etapă timp de miliarde de ani. Soarele nostru se află în prezent în stadiul principal al secvenței.

Luminozitatea unei stele depinde în mare măsură de masa sa. Cu cât o stea de secvență principală este mai masivă, cu atât va prezenta mai multă luminozitate. Culoarea unei stele de secvență principală este o indicație a temperaturii stelei. Stelele mai fierbinți vor apărea albastre sau albe, iar cele mai reci vor apărea roșii sau portocalii. Masa unei stele îi va influența și durata de viață. Cu cât o stea are mai multă masă, cu atât durata de viață va fi mai scurtă.

După ce arde miliarde de ani, o stea secvențială principală își va epuiza în cele din urmă alimentarea cu combustibil, deoarece majoritatea hidrogenului său este transformat în heliu prin fuziune nucleară. În acest moment al ciclului de viață al unei stele, excesul de heliu determină creșterea temperaturii stelei. Când se întâmplă acest lucru, steaua se va extinde pentru a deveni un gigant roșu.

Giganții roșii sunt de culoare roșu aprins. De asemenea, sunt mai mari și mult mai luminoase decât stelele secvenței principale. Pe măsură ce miezul gigantului roșu continuă să se prăbușească sub forța gravitației, va deveni suficient de dens pentru a-și transforma rezerva de heliu rămasă în carbon. Acest lucru se întâmplă pe o perioadă de aproximativ 100 de milioane de ani, până când este timpul ca steaua să moară. Așa cum masa va dicta luminozitatea unei stele, ea va determina și modul de moarte al unei stele.

Stelele secvenței principale care au mase mai mici devin în cele din urmă pitici albi. Odată ce un gigant roșu a ars prin sursa de heliu, steaua va pierde masa. Nucleul său de carbon rămas va continua să se răcească și să scadă în luminozitate timp de miliarde de ani până când va deveni o pitică albă.

În cele din urmă, steaua pitică albă va înceta să producă energie cu totul și se va întuneca pentru a deveni o pitică neagră. Stelele pitice albe sunt mai mici, mai dense și mai puțin luminoase decât stelele gigant roșii. Densitatea stelelor pitice albe este atât de mare încât o simplă lingură de material pitic alb ar cântări câteva tone.

Stelele secvenței principale care au mase mai mari sunt destinate să moară în explozii dramatice și violente numite supernove. Odată ce aceste stele au ars prin aprovizionarea cu heliu, miezul de carbon rămas este în cele din urmă transformat în fier. Acest miez de fier se va prăbuși sub propria greutate până când va ajunge la un punct în care materia începe să sară de pe suprafața sa.

Când se întâmplă acest lucru, are loc o explozie masivă care va genera un fulger strălucitor de lumină care uneori poate egala luminozitatea unei întregi galaxii de stele. În timpul unor explozii de supernove, protoni și electroni se vor combina pentru a forma neutroni. La rândul său, aceasta duce la formarea de stele extrem de dense numite stele neutronice.