EVOLUŢIA STELELOR

Împrăştiate printre multitudinea de stele care populează cerul, întinderile de nori sunt alcătuite în mare parte din hidrogen, dar şi din praf şi gaze. În astfel de nori interstelari, sau nebuloase, se nasc stelele.
Durata vieţii unei stele este atât de mare (până la zeci de mii de milioane de ani) încât astronomii nu pot urmări viaţa unei stele de-a lungul întregii ei existenţe. Însă aceştia pot observa o diversitate de stele în diferite stadii ale ciclului vieţii lor. Astfel ei au putut stabili modul în care trăiesc şi mor aceste stele: de la naşterea lor în norii interstelari, prin tinereţe şi prin vârsta mijlocie, până la bătrâneţe şi câteodată până la sfârşituri spectaculoase.
Nu toate stelele urmează acelaşi ciclu de viaţă. Totul depinde de alcătuirea lor iniţială. Cele mai mari dintre ele au o viaţă scurtă, dar plină de strălucire şi un sfârşit spectaculos. Stelele mijlocii ca dimensiune, ca Soarele de exemplu, strălucesc mai puţin şi se sting încetul cu încetul, trăind însă mult mai mult. Stelele mici nu strălucesc aproape deloc însă viaţa lor se măsoară în sute de miliarde de ani.
Stelele se nasc atunci când materia din nebuloasă se adună într-un pâlc. De fapt nu se ştie ce determină lucrul acesta. Pâlcul se contractă treptat, sau se micşorează pe măsură ce se prăbuşeşte sub propria-i gravitaţie. Prăbuşirea produce energie, care încălzeşte gazul şi praful, făcându-le să strălucească. Pâlcul devine un prototip de stea. Acesta devine din ce în ce mai dens şi mai fierbinte în centru, sau miez. Treptat, temperatura se ridică la milioane de grade. Când ajunge cam la 10.000.000 oC, încep reacţii nucleare în gaz. Nuclee de atomi de hidrogen încep să fuzioneze şi să se combine, formând împreună nuclee de atomi de heliu. Aceste fuziuni nucleare eliberează o cantitate enormă de energie, care se materializează sub forma radiaţiilor. Aceste radiaţii ajung la stratul de energie care este emanată în spaţiu sub formă de căldură şi lumină. Acum prototipul a devenit o stea adevărată.
Radiaţiile din interior încălzesc gazul înconjurător, exercitând o presiune care acţionează împotriva prăbuşirii stelei sub gravitaţie, creând o stare de echilibru. Acum are o dimensiune fixă, o temperatură exterioară fixă şi o formă regulată. În acest stadiu astronomii spun că steaua se află pe secvenţa principală, referindu-se la poziţia ei în diagrama Hertzsprung – Russell. Această diagramă este un grafic ce reprezintă pe o axă strălucirea stelei, iar pe alta, culoarea.

Prototipurile cu masă mică nu devin niciodată suficient de fierbinţi pentru a genera reacţii nucleare. Ele se prăbuşesc în bucăţele roşii neclare, sau bucăţele maro înceţoşate.
Soarele are un diametru de 1.400.000 km şi o temperatură exterioară de aproximativ 6000 oC. El emană o lumină galbenă. Se crede că există de 5000 de milioane de ani şi că va exista încă pe-atâta. Este tipic pentru multe stele din Univers care au o masă similară.
O astfel de stea îşi foloseşte “combustibilul” de hidrogen cam după 10.000 de milioane de ani, trăind cu un miez alcătuit în mare parte din heliu. Fără alt combustibil care să poată fi “consumat” nu există suficiente radiaţii care să prevină colapsul miezului sub gravitaţie. Oricum, această prăbuşire eliberează suficientă energie pentru a încălzi materialul care o înconjoară. Hidrogenul din această scoică produce fuziuni nucleare, eliberând o mai mare cantitate de energie, care face ca steaua să strălucească cu o lumină mult mai puternică, dar roşiatică. În acel moment, steaua începe să se extindă, devenind probabil de zece ori mai mare. Aceasta se numeşte un gigant roşu.
Miezul acestui gigant roşu continuă să se micşoreze, iar temperatura să crească până la 100 000 000 oC sau mai mult. Prin reacţii nucleare heliul fuzionează în carbon. Energia produsă face ca steaua să strălucească încă 100 milioane de ani. Când heliul se termină, nu mai are ce să “ardă”. Astfel întreaga stea începe să se prabuşească sub gravitaţie, până când ajunge ca mărime la dimensiunea Pământului sau poate puţin mai mare. Energia produsă prin prăbuşire face ca steaua – având acum numele de pitic alb – să mai strălucească o vreme. Materia este foarte densă în acest pitic alb – o linguriţă poate cântări mii de tone.
O stea cu o dimensiune de, să zicem, cinci ori mai mare decât Soarele, trece prin ciclurile vieţii mult mai repede şi evoluează diferit. Este cu mult mai strălucitoare, temperatura suprafeţei poate ajunge până la 25 000 oC, şi rămâne pe secvenţa principală doar 100 milioane de ani. Când devine un gigant roşu, miezul ei poate atinge temperatura de 600.000.000 oC. Aceasta permite carbonului să fuzioneze şi să se formeze elemente grele cum ar fi fierul. Energia produsă face ca steaua să ajungă la dimensiuni de sute de ori mai mari decât dimensiunea ei originală. În acest stadiu se numeşte supergigant.
Procesul de producere a energiei din miezul stelelor încetează brusc, prăbuşindu-se în câteva secunde. Este eliberată o energie fantastică, care generează un val de şoc. Steaua explodează în spaţiu, creând o supernovă. Foarte rar o supernovă are loc suficient de aproape, sau este destul de mare, pentru a putea fi văzută cu ochiul liber. Un astfel de eveniment a avut loc în februarie 1987 într-o galaxie vecină, Marele Nor


Magellan. Pentru un timp scurt supernova a fost mai strălucitoare de 1 miliard de ori decât Soarele.
Miezul unui supergigant se poate prăbuşi formând corpuri cu diametre cuprinse între 10 şi 20 km, având o densitate atât de mare încât o linguriţă ar putea cântări 100 de milioane de tone. Sunt alcătuite dintr-o masă de neutroni, şi se numesc stele de neutron. O stea de neutron proaspăt formată are un magnetism foarte puternic şi se învârte foarte repede. Ea crează un câmp electromagnetic care produce unde radio sau alte radiaţii. Această radiaţie apare sub forma unor raze extinse de la polurile magnetice ale stelei. Razele se răspândesc pe cer în timp ce steaua se învârte în jurul axei sale. Aceste stele apar sub forma unor licăriri de lumină sau ca nişte pulsaţii atunci când sunt detectate de telescoapele noastre radio. Din aceste motive se numesc pulsari.
La început pulsarii au fost detectaţi prin undele lor radio. Dar mulţi emit raze X şi impulsuri de lumină. Primul astfel de pulsar a fost descoperit în Nebuloasa Crab, ca fiind o rămăşiţă a unei supernova produsă în 1054. Acesta pulsa de 30 de ori pe secundă. Alţii sunt mult mai rapizi.
Cele mai masive stele, de zeci de ori mai mari decât Soarele, erup de asemenea ca supernove. Din cauza masei enorme, prăbuşirea lor este şi mai catastrofală. Nimic nu le poate opri. Materia se zdrobeşte dincolo de stadiul de neutroni, creând o zonă în spaţiu în care materia obişnuită încetează să existe. Tot ce rămâne e gravitaţia – o gravitaţie atât de puternică încât nici măcar lumina nu poate scăpa. O astfel de zonă se numeşte gaură neagră. Bineînţeles că aceste găuri negre nu se pot vedea, însă se crede că li se pot detecta radiaţiile. Aceste radiaţii, cunoscute ca raze X, au fost semnalate în diferite părţi ale cerului. De exemplu, o sursă de raze X localizată în constelaţia Cygnus, Cygnus X-1, este probabil o gaură neagră.