Conţinut
- Formarea unui protostar
- Scânteia termonucleară a vieții
- Mic ciclu de viață a stelelor: secvență principală
- Secvență post-principală - Anii de Aur
- Stelele dimensionate de soare se extind pentru a deveni nebuloase planetare
- Ce a mai rămas este un pitic alb
- Masa afectează ciclul de viață
Stelele se nasc cu adevărat din stardust și pentru că stelele sunt fabricile care produc toate elementele grele, lumea noastră și tot ceea ce există în ea provine și din stardust.
Nori din ea, constând în mare parte din molecule de gaz de hidrogen, plutesc în jurul inimii inimaginabile de răcire 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, acestea vin în multe variații. Determinantul primar al caracteristicilor unei stele este cantitatea de stardust implicată în formarea ei.
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 vieți extrem de lungi. Ciclul de viață al unei stele, așa cum explică NASA și alte autorități spațiale, depinde foarte mult de masă.
Stelele aproximativ de dimensiunea soarelui nostru sunt considerate stele mici, dar nu sunt la fel de mici ca piticii roșii, care au o masă de aproximativ jumătate din cea a soarelui și sunt la fel de aproape de a fi veșnice, cum poate obține o stea.
Ciclul de viață al unei stele cu masă scăzută precum soarele, care este clasificat drept stea de secvență principală (sau un pitic galben) de tip G, durează aproximativ 10 miliarde de ani. Deși vedetele de această dimensiune nu devin supernove, ele își încheie viața în mod dramatic.
Formarea unui protostar
Gravitatea, acea forță misterioasă care ne ține picioarele lipite de pământ și planetele care se învârt în orbitele lor, este responsabilă pentru formarea stelelor. În norii de gaz și praf interstelar care plutesc în jurul universului, gravitația îmbină moleculele în mici aglomerații, care se desprind de norii lor părinți pentru a deveni protostari. Uneori prăbușirea este precipitată de un eveniment cosmic, cum ar fi o supernova.
În virtutea masei lor crescute, protostarii sunt capabili să atragă mai mult stardust. Conservarea momentului face ca materia care se prăbușește să formeze un disc rotativ, iar temperatura crește din cauza creșterii presiunii și a energiei cinetice eliberate de moleculele de gaz atrase de centru.
Se consideră că mai multe protostare există în Nebula Orion, printre alte locuri. Cei foarte tineri sunt prea difuzi pentru a fi vizibili, dar, în cele din urmă, devin opace pe măsură ce se împletesc. Pe măsură ce se întâmplă acest lucru, acumularea de materie captează radiațiile infraroșii în miez, ceea ce crește în continuare temperatura și presiunea, împiedicând în cele din urmă mai multe materii să cadă în miez.
Plicul stelei continuă să atragă materia și să crească, până când apare ceva incredibil.
Scânteia termonucleară a vieții
Este greu de crezut că gravitația, care este o forță relativ slabă, ar putea precipita lanțul de evenimente care duce la o reacție termonucleară, dar asta se întâmplă. Pe măsură ce protostarul continuă să acumuleze materie, presiunea din miez devine atât de intensă încât hidrogenul începe să fuzioneze în heliu, iar protostarul 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 ejectat de acest vânt. Aceasta este faza T-Tauri a formării stelelor, care se caracterizează printr-o activitate viguroasă a suprafeței, inclusiv flăcări și erupții. Steaua poate pierde până la 50 la sută din masa sa în această fază, care pentru o stea dimensiunea soarelui, durează câteva milioane de ani.
În cele din urmă, materialul din jurul perimetrului stelelor începe să se disipeze, iar ceea ce a rămas se încolăcește în planete. Vântul solar scade, iar steaua se stabilește într-o perioadă de stabilitate pe secvența principală. În această perioadă, forța exterioară generată de reacția de fuziune a hidrogenului cu heliu care are loc la miezul echilibrează atragerea în interior a gravitației, iar steaua nu pierde și nu câștigă materie.
Mic ciclu de viață a stelelor: secvență principală
Majoritatea stelelor din cerul nopții sunt stele principale de secvență, deoarece această perioadă este cea mai lungă, de departe, în durata de viață a oricărei stele. În timp ce se află pe secvența principală, o stea fuzionează hidrogenul în heliu și continuă să facă acest lucru până la scurgerea combustibilului său cu hidrogen.
Reacția de fuziune se întâmplă mai repede la stelele masive decât la cele mai mici, astfel încât stelele masive ard mai fierbinte, cu o lumină albă sau albastră și se ard mai puțin. În timp ce o stea cu 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 au loc în stelele cu secvență principală, dar în stelele mai mici, cum ar fi soarele, apare un singur tip: lanțul proton-proton.
Protonii sunt nuclee de hidrogen, iar într-un miez de stele, călătoresc suficient de repede pentru a depăși repulsia electrostatică și se ciocnesc pentru a forma nuclee de heliu-2, eliberând un v-neutrino și un pozitron în proces. Când un alt proton se ciocnește cu un heliu-2 nou format nucleu, se contopește 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, astfel încât, în total, reacția proton-proton consumă patru protoni.
Un sub-lanț care apare în reacția principală produce beriliu-7 și litiu-7, dar acestea sunt elemente de tranziție care se combină, după coliziunea cu un pozitron, pentru a crea doi nuclei de heliu-4. Un alt sub-lanț produce beriliu-8, care este instabil și se împarte spontan în doi nuclei de heliu-4. Aceste subprocese reprezintă aproximativ 15 la sută din producția totală de energie.
Secvență post-principală - Anii de Aur
Anii de aur din ciclul de viață al unei ființe umane sunt cei în care energia începe să se estompeze și același lucru este valabil și pentru o stea. Anii de aur pentru o stea cu masă scăzută apar atunci când steaua a consumat tot miezul de hidrogen din miezul său, iar această perioadă este cunoscută și sub numele de secvență post-principală. Reacția de fuziune din miez încetează și coaja exterioară de heliu se prăbușește, creând energie termică, deoarece energia potențială din coaja se prăbușește, este transformată în energie cinetică.
Căldura în plus 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 doar 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 uriaș roșu. Când acest lucru se întâmplă cu soarele în aproximativ 5 miliarde de ani, acesta va extinde jumătate din distanță până la Pământ.
Expansiunea este însoțită de temperaturi crescute în miez, pe măsură ce mai mult heliu este evacuat de reacțiile de fuziune ale hidrogenului care apar în coajă. Devine atât de fierbinte încât fuziunea de heliu începe în miez, producând beriliu, carbon și oxigen și odată ce această reacție (numită bliț de heliu) se răspândește rapid.
După epuizarea heliului din cochilie, miezul unei stele mici nu poate genera suficientă căldură pentru a contopi elementele mai grele care au fost create, iar coaja din jurul miezului se prăbușește din nou. Această colaps generează o cantitate semnificativă de căldură - suficient pentru a începe fuziunea heliului în coajă - iar noua reacție începe o nouă perioadă de expansiune în timpul căreia raza stelelor crește de până la 100 de ori raza inițială.
Când soarele nostru va ajunge în acest stadiu, se va extinde dincolo de orbita Marte.
Stelele dimensionate de soare se extind pentru a deveni nebuloase planetare
Orice poveste a ciclului de viață a unei stele pentru copii ar trebui să includă o explicație a nebuloaselor planetare, deoarece acestea sunt unele dintre cele mai frapante fenomene din univers. Termenul nebuloasă planetară este un misnomer, deoarece nu are nicio legătură cu planetele.
Este fenomenul responsabil pentru imaginile dramatice ale Ochiului lui Dumnezeu (Nebula Helix) și alte astfel de imagini care populează internetul. Departe de a fi de natură planetară, o nebuloasă planetară este semnătura unei mici dispariții de stele.
Pe măsură ce steaua se extinde în cea de-a doua fază uriașă roșie, miezul se prăbușește simultan într-o pitică albă super-caldă, care este o rămășiță densă care are cea mai mare parte a masei stelei originale împachetată într-o sferă de dimensiunea Pământului. Piticul alb emite radiații ultraviolete care ionizează gazul în învelișul 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. Steaua pitică albă care rămâne după ce o nebuloasă planetară s-a disipat, însă, este de lungă durată. Este practic un lot de carbon și oxigen amestecat 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 pitici albe, dar rămâne fierbinte în virtutea suprafeței sale mici, ceea ce limitează cantitatea de energie pe care o radiază. În cele din urmă, se va răci pentru a deveni un lot negru, inert de carbon și electroni degenerați, dar acest lucru va dura 10 până la 100 de miliarde de ani. Universul nu este suficient de vechi pentru ca acest lucru să fi avut loc încă.
Masa afectează ciclul de viață
O stea cu 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 mai mare decât soarele experimentează o soartă diferită.
Stelele cu această masă, cunoscută sub numele de limită Chandrasekhar, continuă să se prăbușească, deoarece forța gravitației este suficientă pentru a depăși rezistența exterioară a degenerarii electronilor. În loc să devină pitici albi, devin stele neutronice.
Deoarece limita de masă Chandrasekhar se aplică miezului după ce steaua i-a radiat o mare parte a masei sale și, deoarece masa pierdută este considerabilă, steaua trebuie să aibă de aproximativ opt ori masa soarelui înainte de a intra în faza gigantului roșu pentru a deveni un stea neutronică.
Stelele pitice roșii sunt cele cu o masă cuprinsă între jumătate până la trei sferturi dintr-o masă solară. Sunt cele mai tari dintre toate stelele și nu acumulează atât de mult heliu în miezurile 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 până la 100 de miliarde de ani - înainte ca una dintre ele să sufere acest proces.
Stelele cu o masă mai mică de 0,5 mase solare sunt cunoscute sub numele de pitici maro. Nu sunt chiar stele deloc, deoarece atunci când s-au format, nu au avut suficientă masă pentru a iniția fuziunea cu hidrogen. Forțele compresive ale gravitației generează suficientă energie pentru a radia astfel de stele, dar cu o lumină abia perceptibilă pe capătul roșu al spectrului.
Deoarece nu există niciun consum de combustibil, nu există nimic care să împiedice o astfel de stea să rămână exact așa cum este atât timp cât durează universul. Ar putea exista unul sau mulți dintre aceștia în imediata vecinătate a sistemului solar și, pentru că strălucesc atât de slab, nu știu niciodată că sunt acolo.