Viața pe secvența principală: modul în care evoluează stelele

Stelele sunt câteva dintre elementele fundamentale ale universului. Ei nu numai că formează galaxii, dar și multe sisteme planetare. Deci, înțelegerea formării și evoluției lor oferă indicii importante pentru înțelegerea galaxiilor și planetelor.

Soarele ne oferă un exemplu de primă clasă pentru a studia, chiar aici, în propriul nostru sistem solar. Sunt doar opt minute-lumină distanță, așa că nu trebuie să așteptăm mult pentru a vedea caracteristicile de pe suprafața sa. Astronomii au o serie de sateliți care studiază Soarele și au știut de mult timp despre elementele de bază ale vieții sale. Pentru un lucru, este de vârstă mijlocie și chiar la jumătatea perioadei vieții sale se numește „secvența principală”. În acest timp, fuzionează hidrogenul din miezul său pentru a face heliu.

De-a lungul istoriei sale, Soarele a arătat cam la fel. Pentru noi, a fost întotdeauna acest obiect strălucitor, alb-gălbui pe cer. Nu pare să se schimbe, cel puțin pentru noi. Acest lucru se datorează faptului că trăiește pe o perioadă de timp foarte diferită decât oamenii. Cu toate acestea, se schimbă, dar într-un mod foarte lent în comparație cu rapiditatea în care ne trăim viețile scurte și rapide. Dacă ne uităm la viața unei stele pe scara vârstei universului (aproximativ 13,7 miliarde de ani), atunci Soarele și alte stele trăiesc vieți destul de normale. Adică se nasc, trăiesc, evoluează și apoi mor peste zeci de milioane sau miliarde de ani.

Pentru a înțelege cum evoluează stelele, astronomii trebuie să știe ce tipuri de stele există și de ce diferă unele de altele în moduri importante. Un pas este „sortarea” stelelor în coșuri diferite, la fel cum oamenii ar putea sorta monede sau marmură. Se numește „clasificare stelară” și joacă un rol uriaș în înțelegerea modului în care stelele funcționează.

Astronomii sortează stelele într-o serie de „pubele” folosind aceste caracteristici: temperatură, masă, compoziție chimică ș.a. În funcție de temperatură, luminozitate (luminozitate), masă și chimie, Soarele este clasificat ca vârstă mijlocie stea adică într-o perioadă a vieții sale numită „secvență principală”.

Practic toate stelele își petrec majoritatea vieții pe această secvență principală până când mor; uneori delicat, alteori violent.

Definiția de bază a ceea ce face o stea cu secvență principală este aceasta: este o stea care fuzionează hidrogenul cu heliu din miezul său. Hidrogenul este blocul de bază al stelelor. Apoi îl folosesc pentru a crea alte elemente.

Atunci când se formează o stea, aceasta o face pentru că un nor de hidrogen gaz începe să se contracte (trage împreună) sub forța gravitației. Acest lucru creează un protostar dens și fierbinte în centrul norului. Asta devine miezul stelei.

Densitatea din miez atinge un punct în care temperatura este de cel puțin 8 până la 10 milioane de grade Celsius. Straturile exterioare ale protostarului apasă pe miez. Această combinație de temperatură și presiune începe un proces numit fuziune nucleară. Acesta este punctul în care se naște o stea. Steaua se stabilizează și ajunge la o stare numită „echilibru hidrostatic”, care este atunci când radiația exterioară presiunea din miez este echilibrată de imensele forțe gravitaționale ale stelei care încearcă să se prăbușească în sine. Când toate aceste condiții sunt îndeplinite, steaua este „pe secvența principală” și își continuă viața în mod constant transformând hidrogen în heliu în miezul său.

Masa joacă un rol important în determinarea caracteristicilor fizice ale unei stele date. De asemenea, oferă indicii despre cât va trăi steaua și cum va muri. Cu cât este mai mare masa stelei, cu atât este mai mare presiunea gravitațională care încearcă să prăbușească steaua. Pentru a combate această presiune mai mare, steaua are nevoie de o rată mare de fuziune. Cu cât este mai mare masa stelei, cu atât este mai mare presiunea în miez, cu atât temperatura este mai ridicată și, cu atât, va fi mai mare rata de fuziune. Asta determină cât de repede o stea își va folosi combustibilul.

O stea masivă își va fuziona mai rapid rezervele de hidrogen. Acest lucru îl scoate din secvența principală mai repede decât o stea cu masă inferioară, care își folosește mai lent combustibilul.

Când stelele rămân fără hidrogen, ele încep să fuzioneze heliul în miezurile lor. Acest lucru este atunci când părăsesc secvența principală. Stelele cu masă mare devin supergiganți roșii, și apoi evoluează pentru a deveni supergiganți albastri. Fuzionează heliul în carbon și oxigen. Apoi, începe să fuzioneze cele în neon și așa mai departe. Practic, steaua devine o fabrică de creare a substanțelor chimice, fuziunea apărând nu doar în miez, ci și în straturile care înconjoară miezul.

În cele din urmă, o stea cu o masă foarte mare încearcă să fuzioneze fierul. Acesta este sărutul morții pentru acea stea. De ce? Deoarece fuzionarea fierului ia mai multă energie decât steaua are la dispoziție. Acesta oprește fabrica de fuziune moartă în piesele sale. Când se întâmplă asta, straturile exterioare ale stelei se prăbușesc pe miez. Se întâmplă destul de repede. Marginile exterioare ale miezului cad în primul rând, cu viteza uimitoare de aproximativ 70.000 de metri pe secundă. Când asta lovește miezul de fier, totul începe să se dea înapoi și asta creează o undă de șoc care se revarsă prin stea în câteva ore. În proces, sunt create elemente noi, mai grele, pe măsură ce frontul de șoc trece prin materialul stelei.
Aceasta este ceea ce se numește o supernovă „core-collapse”. În cele din urmă, straturile exterioare izbucnesc în spațiu, iar ceea ce a mai rămas este nucleul prăbușit, care devine un stea neutronică sau gaură neagră.

Stelele cu mase cuprinse între jumătate din masa solară (adică jumătate din masa Soarelui) și aproximativ opt mase solare vor fuziona hidrogenul în heliu până la consumarea combustibilului. În acel moment, steaua devine un uriaș roșu. Steaua începe să fuzioneze heliul în carbon, iar straturile exterioare se extind pentru a transforma steaua într-un gigant galben pulsator.

Când cea mai mare parte a heliului este contopită, steaua devine din nou un gigant roșu, chiar mai mare decât înainte. Straturile exterioare ale stelei se extind în spațiu, creând un nebuloasă planetară. Nucleul carbonului și oxigenului va fi lăsat în urmă sub forma a pitic alb.

Stelele mai mici de 0,5 mase solare vor forma de asemenea pitici albe, dar nu vor putea fuziona heliu din cauza lipsei de presiune în miez de dimensiunile lor mici. Prin urmare, aceste stele sunt cunoscute sub numele de pitici albi cu heliu. La fel ca stelele cu neutroni, găurile negre și supergiganții, acestea nu mai aparțin secvenței principale.