Sfârșitul stelelor – fenomene extreme

Stelele i-au fascinat dintotdeauna pe oameni. Încă din Antichitate, observarea atentă a bolții cerești a dus la fondarea științei pe care astăzi o cunoaștem sub numele de ASTRONOMIE. Majoritatea stelelor păreau a fi fixate pe o sferă care se rotea în jurul Terrei – acesta este unul dintre primele modele care au încercat să descrie Universul.

Mai apoi, după ce teoria geocentrică și-a pierdut credibilitatea, oamenii au realizat că locul nostru în Univers nu este central sau special în orice fel. Soarele, sursa de lumină și caldură fără de care Viața ar fi imposibilă, este doar una dintre nenumăratele stele răspândite prin spațiu.

Aceste modele au o presupunere comună, care a rezistat un timp îndelungat, dar care este total incorectă: stelele au strălucit dintotdeauna și vor continua la nesfârșit. Altfel spus, Universul este infinit în timp (și, de ce nu, și în spațiu). Anii au dovedit că nu este așa. Astăzi știm că energia stelelor este dată, în principal, de fuziunea hidrogenului în heliu.

Reacțiile nucleare sunt deosebit de eficiente în a produce energie: un singur gram de hidrogen ar putea alimenta mii de becuri timp de peste un an! Cum o stea dispune doar de o cantitate finită (deși uriașă!) de „combustibil” nuclear, este evident că viața ei se va sfârși la un moment dat. După cum vom vedea, acest proces este absolut necesar pentru apariția vieții așa cum o cunoaștem noi.

Fazele prin care trece Sistemul Solar: Un nor de gaz se contractă sub acțiunea propriei greutăți. Din acesta se formează Soarele și planetele. Miliarde de ani mai târziu, steaua devine gigantă și inghite temporar câteva planete, înainte de a se transforma intr-o pitică albă.

Steaua este un obiect fascinant: dimensiunile ei sau temperatura și presiunea în centrul său sunt noțiuni greu de imaginat chiar si pentru cei ce lucrează cu ele. Dar adevăratele fenomene extreme au loc atunci când activitatea nucleară obișnuită încetează și steaua moare. Să vedem, deci, ce se întamplă în acest caz și ce rămâne în urma unei stele.

Pitica albă

Cea mai importantă caracteristică a unei stele este masa ei, cantitatea de materie din care este alcătuită. Aceasta dictează temperatura, dimensiunea, luminozitatea, structura și, în final, evoluția și soarta stelei. Să începem prin a discuta despre stelele cu masă relativ mică (mai puțin de 10 mase solare).

După cum am spus, reacția de fuziune nucleară care dă energia astrelor produce heliu. Acesta este mai dens decât hidrogenul și se acumulează în centru. La un moment dat, când nucleul de heliu devine prea mare, începe să se contracte sub propria greutate. Din această cauză se încălzește și, în acelasi timp, „împinge” straturile superioare ale stelei în afară.

Într-un mod contraintuitiv, exteriorul astrului suferă chiar transformările opuse celor din nucleu: se dilată și se răceste, căpătând o culoare roșie. De aceea, steaua capătă numele de gigantă roșie în această fază a evoluției sale. Este interesant de ținut minte faptul că, într-un mod poate surprinzător, stelele care au culori „reci” (de exemplu, albastru) sunt cele mai fierbinți în realitate, iar cele care ne apar în culori „calde” (galben, oranj, roșu) au, de fapt, temperaturile cele mai scăzute.

Din acest punct, stelele mai mici decat Soarele își imping straturile exterioare atât de departe, încât nu mai pot fi considerate părți componente ale astrului; ele devin nori de gaz cosmic. Rămâne doar nucleul de heliu fierbinte, care continuă să radieze energie în exterior și poartă numele de pitică albă.

O parte din această energie este absorbită de gazul proaspăt aruncat în spațiu, care la rândul Iui se încălzește și luminează. Astfel iau naștere nebuloasele planetare (care însă, nu au nicio legătură cu planetele: numele a fost pus în mod eronat când obiectele au fost descoperite și așa a rămas). În schimb, stele comparabile cu Soarele sau mai mari încep o nouă reacție de fuziune a heliului în elemente mai grele. Astfel, dimensiunea și temperatura astrului revin la normal până se termină și heliul, apoi povestea se repetă.

De data aceasta, norii de gaz care alcătuiesc nebuloasa vor conține și aceste elemente mai grele, care nu se găseau în cazul discutat anterior. După ce pitica albă își termină energia, se răcește și devine o masă de gaz inert.

Supernove și stele neutronice

Presiunea și temperatura în centrul unui astru cresc odată cu masa lui. Astfel, dacă avem de-a face cu obiecte de ordinul zecilor sau sutelor de mase solare, condițiile extreme din centru pot „forța” heliul și alte elemente mai grele să sufere reacții de fuziune chiar înainte de terminarea hidrogenului. Astfel, steaua va semăna cu o ceapă: va fi compusă din mai multe straturi în care au loc diverse reacții.

Pornind de la exterior, hidrogenul se transformă în heliu, apoi heliul în carbon, și tot așa până la un miez de fier. Din considerente energetice date de fizica nucleară, fierul este cel mai greu element la care se poate ajunge prin aceste reacții (după cum poate știți, elemente foarte grele precum uraniul suferă procesul opus: fisiunea – nuclee masive se „sparg” în altele mai mici).

La un moment dat, fierul suferă de aceeași problemă ca heliul din astrele mici: propria greutate este prea puternică și echilibrul stelei este distrus. Mecanismele exacte prin care se continuă evoluția sunt încă subiect de cercetare, dar, în mare, nucleele atomice din centrul stelei se dezintegrează în protoni și neutroni, protonii se combină cu electronii pentru a forma mai mulți neutroni, iar o cantitate inimaginabilă de energie se eliberează.

Straturile superioare ale stelei sunt împinse violent în exterior, într-o explozie de 10²⁹ (o sută de miliarde de miliarde de miliarde!) de ori mai energică decât cele mai puternice bombe atomice construite vreodată. În cadrul lor se formeaza elementele mai grele decât fierul, inexistente anterior.

Mai puțin de 1% din energia eliberată se transformă în lumină și energie cinetică a gazelor ejectate. Restul de 99% se pierde sub formă de neutrini, particule care nu interacționează aproape deloc cu materia și sunt astfel deosebit de greu de identificat. Interesant este că aceștia sosesc înaintea luminii de la supernovă si astfel ne pot „avertiza” din timp în legătura cu explozia și ne pot indica locația ei.

După explozie, astrul continuă să străIucească puternic pentru mai multe zile, chiar săptămâni, și poate rămâne vizibil cu ochiul liber (deși mai puțin intens) pentru mai multe luni la rând. Gazele evacuate prin intermediul exploziei devin fierbinti și strălucesc, dând naștere unor nebuloase spectaculoase în continuă expansiune. Nebuloasa Crabului este o urmă a supernovei din 1054, care a fost înregistrată de astronomii chinezi ca fiind un „al doilea Soare”.

Nucleul stelar care ramâne în urmă este de obicei prea greu pentru a deveni o pitică albă (mai mare ca 1,4 mase solare) și se transformă într-o stea neutronică incredibil de densă. Pentru comparație, densitatea ei este de 200 de miliarde de miliarde de ori mai mare decât a plumbului.

Condițiile extreme dau proprietăți interesante ale stlei: neutronii formează un fluid fără frecări (superfluid), care este și superconductor. Astfel de obiecte au câmpuri magnetice puternice și se pot roti de sute sau chiar mii de ori pe secundă. De aceea, emit radiație electromagnetică foarte intensă, care ajunge la noi sub formă de pulsuri, iar stelele sunt cunoscute sub denumirea de pulsari.

Găuri negre

Câteodată, nucleul care rămâne în urma exploziei este prea greu chiar și pentru a fi o stea neutronică (această limită superioară se situează în jurul a două mase solare) și astfel se formează o gaură neagră: un obiect atât de masiv și dens încât nimic, nici măcar lumina, nu poate părăsi suprafața sa (de unde îi vine și numele).

Ea curbează spațiu-timpul din jurul său și dă naștere unor efecte relativiste surprinzătoare:

• modifică traiectoriile razelor de lumină care trec prea aproape de ea, comportându-se ca o lentilă (fenomenul se numește „gravitational lensing”);
• timpul trece mai încet în apropierea sa (efect pre-zis de teoria generalizată a relativității)
• deplasează spre roșu lumina ce pleacă din apropierea ei.

Ne-am putea întreba: dacă nimic nu poate scăpa din această gaură neagră, atunci noi cum o detectăm? În primul rând, prin influențele gravitaționale asupra spațiului înconjurător. Dacă în apropierea unei găuri negre se află o stea, gazul din componența ei este atras de gaura neagră și are loc procesul de acreție.

Se eliberează astfel o cantitate imensă de energie; eficiența acestui proces este considerabil mai mare decât în cazul fuziunii nucleare și deci luminozitatea de acreție a unei găuri negre este mult mai mare decât a unei stele. De fapt, acestea sunt considerate cele mai luminoase obiecte din Univers – quasarii.

În al doilea rând, prin efecte cuantice, găurile negre au o radiație proprie – radiația Hawking – prin care pierd masă și se evaporă. Cu ajutorul acesteia putem estima temperatura unui astfel de obiect, care este de ordinul a câțiva Kelvin (sub -270°Celsius, în comparație cu stelele care au temperaturi la suprafață de mii de grade).

În cazurile foarte rare în care două găuri negre se ciocnesc, ele emit unde gravitaționale (precum cele despre care s-a vorbit pe larg în Știință & Tehncă). Găurile negre sunt obiecte incredibile, care mai oferă și alte surprize pe lângă cele expuse aici. Vă invit să le descoperiți singuri!

În loc de concluzie

Am văzut că și stelele, aceste obiecte fascinante, mor. Este un proces vital, deoarece elementele mai grele decât heliul sunt produse doar de către ele și nu pot ajunge altfel în spațiu, pentru a forma planetele, compușii organici și viața. Terra este formată exact din astfel de rămășițe ale unei stele de mult apuse. De fapt, cu toții suntem praf de stele!

Știință&Tehnică

Revista “Ştiinţă şi Tehnică“, cea mai cunoscută şi longevivă publicaţie de popularizare a ştiintelor din România