Întocmai ca oamenii și noi, stelele, după naștere, începem să trăim cu adevărat. Numai că în cazul nostru, nu știu de ce, dar îmi sună frumos, vorbiți despre secvența principală. Despre această etapă în existența noastră vreau să vă povestesc mai departe.
Înainte de vă povesti câte ceva despre metabolismul meu (care este infinit mai simplu decât al vostru) vă voi vorbi despre multiplele rase de stele. Se vede ușor pe cer cum unele dintre noi sunt galbene, altele albastre, altele roșiatice… Voi vorbiți despre „clase spectrale”, folosind din nou una dintre acele sintagme științifice exacte, dar de neînțeles în afara unui grup (mai mare sau mai mic) de inițiați. De această dată am să vă iert, pentru că ați adăugat o propoziție drăguță și ușor de ținut minte (pentru tereștrii care știu limba engleză): „Oh Be A Fine Girl, Kiss Me”. Prima literă a fiecărui cuvânt din această scurtă propoziție desemnează o clasă spectrală. Desigur, sunt mai multe culori, și deci clase spectrale, pentru stele. Dar eu nu știu să fac propoziții prea lungi în limba celui pe care voi îl numiți Shakespeare. Oricum, trebuia să mă opresc numai la câteva, la cele a căror lumină activează retina voastră. Nu-mi prea plac mie tabelele, dar nevrând să vă înșirui numere vă invit să vă uitați pe tabelul cu clasele spectrale, care însoțește acest umil text al meu. Vedeți că există o legătură strânsă între culoare și temperatura stelei. Acesta este un aspect foarte important, aspect căruia vă rog să îi acordați atenție. Vă sfătuiesc să vă întrebați de unde vine această legătură. Până una alta, am să vă spun că steaua voastră, ca și mine, este una galbenă, cu o temperatură de circa 5.000-6.000 K.
Tabel de stele
Acum, după acest tabel, să ne ocupăm puțin și de luminozitatea stelelor. Voi știți să o măsurați foarte bine și mi-a plăcut foarte mult desenul a doi astronomi tereștrii, Ejnar Herstzprung și Henry Norris Russell, care au avut ideea, la începutul secolului XX al vostru, să deseneze pe o coală de hârtie un grafic simplu. Pe linia orizontală au pus temperatura stelei și pe cea verticală au pus luminozitatea ei. Apoi au descoperit uimiți (asta cred eu, că au fost tare uimiți) că, după ce au desenat meticulos punctele pentru numeroase stele, prin ele pot duce o curbă. Punctele desenate de ei erau grupate în vecinătatea unei curbe.
Altfel spus, cei doi au constatat că e valabilă următoarea proporționalitate:
L~M3,5,
aici L este luminozitatea raportată la luminozitatea Soarelui, iar M e masa stelei raportată la masa Soarelui. Vă rog să mă iertați pentru lipsa numerelor, să mă iertați pentru lipsa de precizie. Dar cred că mai bine este să vă ofer o imagine calitativă a lucrurilor, ci nu una exactă. Exactitatea poate plictisi. Pe mine întotdeauna mă plictisește. Exactitatea nu lasă loc întâmplării.
V-am vorbit despre diagrama Herstzprung-Russell. Acum cred că vă puteți da seama că în loc de temperatură puteți pune clasa spectrală. Pentru fiecare gamă de temperaturi avem o singură clasă spectrală… Ah, vai, m-am molipsit și eu… voiam să zic culoarea stelei. Dar, pentru că tot am pomenit de spectre, bănuiesc că știți deja că ele vă ajută să analizăm compoziția diferitelor materiale. Tot ele vă sunt de un adevărat folos pentru a analiza compoziția stelelor. De fapt, atunci cândse analizează spectrul unei stele nu vedeți nimic altceva decât atmosfera stelei (deocamdată, până voi ajunge să vă povestesc despre structura mea, o vom numi simplu și familiar vouă: atmosferă). Altfel spus, culoarea, deci clasa spectrală, este dată de compoziția atmosferei stelare. Sper să nu vă plictisesc prea tare, dar cred că e bine să știți, măcar pe scurt, din ce sunt făcute atmosferele diferitelor rase de stele.
Clasa O liniile spectrale ale hidrogenului sunt foarte slabe, în schimb sunt prezente cele ale heliului molecular și a celui ionizat (vă ajut eu cu interpretarea: există o legătură directă între intensitatea liniilor spectrale ale unui element și concentrația acestuia, deci liniile spectrale slabe ale hidrogenului ne indică o concentrație foarte scăzută de hidrogen în atmosfera stelelor de clasa O)
Clasa B liniile spectrale ale hidrogenului au intensitate slabă spre medie, sunt prezente cele ale heliului neutru Clasa A liniile spectrale ale hidrogenului sunt intense, apar linii spectrale ale ionilor de calciu
Clasa F liniile spectrale ale hidrogenului sunt slabe, sunt mai intense cele ale ionilor de calciu, apar linii spectrale slabe ale unor elemente mai grele
Clasa G spectrul este dominat de liniile ionilor de fier și calciu, liniile hidrogenului sunt foarte slabe
Clasa K apar linii puternice ale metalelor, sunt prezente benzile corespunzătoare moleculelor CN și CH, liniile hidrogenului practic dispar
Clasa M apar benzi puternice ale TiO și VO, de asemenea există linii corespunzătoare metalelor, liniile hidrogenului practic nu mai există.
Știu umanilor că v-am cam plictisit. V-am plictisit, deși nu am făcut decât o cât se poate de sumară trecere în revistă a tipurilor de stele. Dar nu am ce să vă fac. Voi trăiți cam o sută de ani, noi trăim miliarde. Noi avem timp, și vrem ca și voi să știți asta. Iar timpul nostru este altfel decât al vostru. Apropo, să nu uit. Și între noi, stelele, există timpuri diferite. Unele trăiesc cât o clipită (nu luați asta în sensul vostru, ci al nostru, e vorba de milioane de ani), în timp ce altele pot trăi mai mult decât vârsta de acum a Universului. Totul este o problemă aproape exclusiv legată de masă.
Dacă îmi îngăduiți o analogie, vă pot spune că cele mai pirpirii, cele mai slăbuțe, cele cu o masă mai mică, trăiesc mai mult. Oricum, o stea nu poate fi oricât de mică. O stea trebuie să aibă o masă de cel puțin 4% din masa Soarelui vostru. Altfel o stea nu poate trăi, altfel avem de-a face avorton stelar.
Știați că aveți și voi în Sistemul Solar o stea care nu s-a mai născut? Spuneți-mi mie, știați? Este vorba despre Jupiter, marea voastră planetă. Jupiter, care este alcătuit în bună măsură din hidrogen, dar are o masă prea mică pentru a putea declanșa metabolismul stelar. Este nevoie de presiuni și temperaturi foarte mari pentru a declanșa fuziunea hidrogenului, iar Jupiter, care reprezintă circa 77% din masa tuturor planetelor din Sistemul Solar, este mult prea sfrijit, mult prea lipsit de forță gravitațională pentru a deveni stea. Ar trebui să aibă masa de vreo 80 de ori mai mare decât cea de acum pentru a lumina pe cer. Jupiter, nu vă supărați pe mine, este un avorton stelar. Și totuși Jupiter radiază în spațiu de două ori mai multă energie decât primește de la Soare. Fără a fi o stea, Jupiter vă este o planetă extraordinară. Nu îmi place să laud chestiile acestea care profită de lumina noastră, dar fără Jupiter (care atrage multe dintre obiectele cerești care ar putea pune capăt vieții pe Terra) voi nu ați exista. Iar fără voi, spuneți-mi, rogu-vă, noi ce rost am mai avea?
Stelele gigante, adică cele obeze, au o speranță de viață foarte scurtă. În interiorul lor metabolismul se desfășoară cu o intensitate colosală (o să vă spun mai târziu și de ce), ceea ce le consumă rapid. O stea de numai 15 ori mai mare decât cea a Soarelui vostru are o speranță de viață de numai 10 milioane de ani, față de cele aproximativ 10 miliarde de ani cât poate trăi o stea ca Soarele. Vă dau și aici o mică formulă empirică, și vă rog să țineți seama că ea este valabilă numai și numai pentru stele.
T~M-2,5,
unde T este durata de viață raportată la durata de viață a Soarelui, iar M este raportul dintre masa stelei și masa Soarelui.
Pentru a încheia prin a sistematiza această parte a poveștii mele vă rog să mă lăsați să îmi trag un pic sufletul, timp în care am să vă rog să aveți bunăvoința să priviți din nou către tabelul meu de stele.
Metabolism stelar
Ați parcurs tabelul meu de stele? Atunci e bine. Vă va fi mai ușor mai departe cu povestea mea. Nu ați parcurs tabelul meu de stele? Tot bine este, dar sunt sigură că ceva va lipsi în înțelegerea dumneavoastră. Numesc asta lipsa privirii calitative asupra fenomenelor, dar nu veți avea probleme, sper asta din tot sufletul meu stelar, în a îmi înțelege cuvintele.
Vă mai amintiți despre povestea nașterii mele? Vă spuneam acolo că vine o clipă în care în noi se declanșează reacțiile de fuziune nucleară, clipă în care începem să trăim cu adevărat.
Ce simple par acum lucrurile! De fapt existența noastră este una dintre cele mai agitate, mult mai agitată decât a oricăruia dintre voi. Încercați să vă imaginați numai amploarea metabolismului nostru. Este un metabolism aflat mereu la marginea prăpăstiei, la marginea morții. Este necesară, în fiece clipă, realizarea unui echilibru: un echilibru între forțele care duc către contracție (aici e vorba de gravitație) și cele ce duc înspre expansiune (provocată de reacțiile termonucleare). Vi se pare că echilibrul acesta este unul ușor de realizat? Atunci sunteți într-o mare eroare. O eroare provocată de Soarele vostru. Vi se pare că, având o stea stabilă de atâtea miliarde de ani, stabilitatea devine o caracteristică pentru toate stelele.
Noroc că aveți telescoape. Prin ele vedeți că lucrurile nu stau chiar așa. Stelele masive (v-am rugat să vă uitați pe tabelul meu de stele) au o viață foarte agitată și scurtă și cu sfârșit violent. Acolo gravitația face ca în centrul lor temperatura și presiunea să atingă valori, cum să le zic eu…, extraordinare. Datorită gravitației în nucleul stelei reacțiile termonucleare sunt…, iar nu găsesc cuvintele corecte…, mai mult decât foarte violente. Combustibilul stelar se consumă rapid, iar echilibrul se rupe. Și din clipa în care echilibrul este rupt steaua se îndreptă către moarte. Din tabelul meu de stele ați aflat deja că ele mor tinere… Dar, așa cum veți afla în alt capitol, așa cum ați aflat și din capitolul despre nașterea mea, moartea stelelor aduce viață. Și asta nu este o figură de stil, din acelea cu care vă obișnuiesc poeții, ci este adevărul curat. Iertați-mă din nou… știți… adevărul este atât de frumos, încât numai Universul îl poate cuprinde.
Dar să nu mă las și eu copleșită de emoție. Vouă vă trebuie și altceva. Vă trebuie lucruri simple, nu vreau să supăr pe nimeni. Cred și eu că lucrurile simple au o mare importanță. Totul este simplu. Dacă gravitația este mai puternică, atunci steaua se contractă (contactându-se se încălzește), iar dacă presiunea internă este mai tare, steaua se dilată. Nu-i așa că este simplu?
Aș vrea să vă spun acum că dacă m-aș baza numai și numai pe încălzirea dată de contracția gravitațională, atunci aș putea da căldură numai pentru vreo 15 milioane de ani, și asta cu prețul contractării mele cu o viteză de 15 m/an. Nu uitați că eu sunt o stea asemănătoare cu Soarele vostru… Dacă nu ar fi și altceva care să asigure energia, nici viața, nici voi, umanii, nu ați mai putea exista. Noroc că fizica naturii este mult mai complexă. Noroc că există reacțiile termonucleare.
Este simplu de înțeles rostul lor, dacă vă ofer formula generării energiei de către o stea, de către orice stea. În reacțiile termonucleare, adică de fuziune, ce au loc în interiorul meu, atunci când scrieți ecuațiile de masă, veți constata că masa ce intră în reacție este ceva mai mare decât cea care iese din reacție. Unde dispare masa? Unde dispare materia? Ce se întâmplă cu ea? Ce devine materia? Dacă nu ați fi avut pe planeta voastră un om, pe care voi îl numiți Einstein, dar pe care noi, stelele, îl numim Om, dacă nu l-ați fi avut pe Einstein, atunci nu ați fi știut. V-ar fi fost misterioasă energia stelelor.
Ei bine, Einstein v-a arătat că E=mc2. Este un lucru fundamental acesta: masa se transformă în energie, masa este echivalentă cu energia! Aș putea spune scurt că metabolismul nostru are la bază convertirea materiei în energie și asta ar fi suficient. Dar îmi dau seama că voi aveți nevoie de ceva mai mult de atât.
Într-o stea ca mine, adică într-una de tipul Soarelui vostru, temperatura din nucleu nu depășește 15 milioane K. Știți că temperatura unui gaz este proporțională cu energia cinetică a atomilor care îl compun. La această temperatură viteza atomilor de hidrogen este atât de mare încât atunci când nucleele se ciocnesc fuzionează. Am să vă scriu eu reacțiile de fuziune, care stau la baza metabolismului meu. Nu luați creion, nu luați hârtie, vi le notez eu:
De fapt, de fuzionat fuzionează nucleele de hidrogen, care, sper că știți, sunt alcătuite dintr-un singur nucleon: un proton (de aceea scriem H1). Rezultă un nucleu de deuteriu (H2, nucleu alcătuit dintr-un proton și un neutron). Să mergem ceva mai departe. În reacție au intrat doi protoni și până acum au ieșit un proton și un neutron. Practic, un proton (știți voi bine că are sarcină pozitivă) este transformat în neutron (care, desigur, este neutru din punct de vedere electric). Pentru a avea egalitatea corectă, înseamnă că trebuie să mai iasă și un pozitron (un „electron pozitiv”, un antielectron, pe care l-am notat cu 
) și un neutrino (
Să nu uităm de pozitron. Acesta se va anihila iute cu un electron rezultând două cuante gamma plus 1,02 MeV.
Reacțiile de fuziune nu se opresc aici. De îndată ce avem destul deuteriu pot încep reacții noi:
În cuvinte se spune că fuzionează două nuclee de deuteriu (astea au fost fabricate ceva mai devreme, din prima reacție pe care v-am scris-o) cu unul de hidrogen și rezultă heliu 3 plus o cuantă gama. Și în acest caz se obține energie, de această dată 5,49 MeV.
Heliul 3 poate fuziona mai departe? Poate. Va rezulta heliu 4, un heliu puternic, un heliu stabil, un heliu care nu va vrea să fuzioneze decât în condiții speciale. Condițiile acestea vor apărea atunci când voi fi pe moarte…
În cele ce urmează voi pune pe hârtia voastră trei căi prin care se ajunge la heliu 4. Nu voi da explicații multe, dar în paranteză voi scrie gama de temperaturi în care aceste reacții au probabilitatea maximă de producere și energia rezultată.
În mine (asta înseamnă că și în Soarele vostru) grupele de reacții 1, 2 și 3 se petrec toate în același timp. Dar temperatura maximă din nucleul meu este de circa 15 milioane K. Ați putea crede, după ce ați citit valorile temperaturilor pe care le-am trecut între paranteze, că vor avea loc numai reacțiile din grupa 2. Ar fi o judecată și pripită și greșită. Valorile pe care vi le-am dat reprezintă gama de temperaturi la care probabilitatea de producere a reacțiilor este maximă (recitiți cele scrise mai sus și o să vedeți că așa este). Dacă analizăm statistic lucrurile, vom vedea că frecvența reacțiilor din grupa 1 este 91%, cele din grupa 2 au o frecvență de 9%, iar cele din grupa 3 au o frecvență de 0,9%. Știți de ce am avut curajul să vă plictisesc cu toate aceste șiruri de litere și numere? Fără ele nu aș fi putut să vă demonstrez că noi, stelele, facem și altceva decât energie. Noi fabricăm materie! Universul nostru, atunci când s-a născut, nu conținea decât hidrogen, heliu și ceva litiu. Restul elementelor chimice, ne mândrim cu asta, noi le fabricăm!
Dar stați o clipă. Vreau să vă mai ofer câteva informații calitative, să vedeți și voi cât de mărețe suntem. Pentru că la cursul nostru de relații cu oamenii ni s-a spus că este musai să ne referim la Soarele vostru, am să vă dau niște valori drăguțe (așa mi s-a spus să vă spun) legate de el.
În nucleul Soarelui (acest nucleu are raza egală cu 0,2 raze solare, deci este o chestie relativ mică), densitatea este de 150.000 kg/m3. În fiecare secundă 8,9 x 1037 protoni (adică nuclee de hidrogen, sper că nu ați uitat) sunt convertiți în nuclee de heliu. Asta înseamnă că în fiecare secundă Soarele pierde (corect este să spunem că el convertește în energie) 4,26 milioane de tone de materie. De aici rezultă o energie de 8,9 yottawați eliberată de Soare în fiecare secundă. V-am cam încurcat cu yottawatul, dar vă spun că un yottawat este egal 1024 W. Fotonii emiși în timpul reacțiilor de fuziune (sub formă de radiații gama și X) ajung la suprafață și se îndreaptă către voi după ce parcurg un drum foarte lung și complicat. Ei sunt în permanență absorbiți și reemiși pe traseul lor, așa că durata călătoriei este cuprinsă (în funcție de sursa din care m-am informat) în zeci de mii sau milioane de ani. Să țineți seama de faptul că raza Soarelui vostru este de numai 700.000 km…
Tot ce v-am spus despre metabolism este valabil pentru stelele de talia mea. În stelele mari predominantă devine o altă cale de producere a energiei prin fuziune. Este vorba despre ciclul CNO (carbon-oxigen-azot). Am să vă pun pe hârtie aceste reacții, fără să intru prea mult în detalii. Deocamdată este bine să știți că sunt necesare temperaturi și presiuni mai mari decât cele din stelele de mărimea Soarelui, pentru ca acest ciclu să devină principala sursă de energie.
Remarcați că în urma reacțiilor succesive de fuziune elementele chimice nou create apar pentru a dispărea în reacția următoare. Carbonul inițial se reîntoarce pentru a participa la un nou ciclu.
Uff… știu! Sunteți gata să îmi spuneți că mă cam înfrupt din formule. Adevărul ăsta vi l-am mai spus. E atât de simplu metabolismul stelei! Mereu mă las cuprinsă de prea multă încântare când văd relațiile acestea stelare puse pe hârtie omenească. Dar avea dreptate și semenul vostru Exupery când spunea…, dar lăsați, citatul acesta, pe care l-am găsit nu de mult, am să vi-l ofer la încheierea acestui text. Facem și puțină anatomie de stea? Facem!
Anatomie de stea
Mă voi lua drept exemplu tot pe mine. Dacă ați reuși să mă tăiați în două, ca pe fructul acela de îi spuneți măr, atunci ați putea vedea că am așa, în ordine: un nucleu, o zonă radiativă, o zonă convectivă, o fotosferă, o cromosferă, o zonă de tranziție și o zonă coronală. Cuvintele acestea pot să pară tare misteriose (are și misterul frumusețea lui), dar o să vedeți dumneavoastră că nu sunt chiar atât de neînțeles. Despre nucleu am tot vorbit mai devreme. Acolo este locul în care se fabrică energia mea. Acolo este locul în care construiesc atomi noi.
Energia produsă în nucleu trebuie să ajungă la suprafața mea. Cel mai eficient mod de a transporta energia, într-o stea ca mine, este cel radiativ. Sub această formă este transmisă energia prin primul strat din vecinătatea nucleului, care, așa cum v-am spus, poartă numele de zonă radiativă. Aici energia este transportată, dacă nu vă supără simplificarea, din atom în atom. Atomii din stratul radiativ absorb energie din nucleu (atomii trec într-o stare numită excitată), o păstrează o vreme, după care o eliberează, emițând energie sub formă de radiație și așa mai departe. Vreți o analogie? Imaginați-vă o sală uriașă plină până la refuz cu oameni. Oamenii aceștia au fiecare câte o sticlă goală. Undeva, într-un colț al sălii se află un domn însetat. Domnul cere apă. În cealaltă parte a sălii se află un robinet. Cel mai aproape domn de robinet își umple sticla, după care o golește în cea a vecinului, care la rândul său o golește în sticla unui alt vecin și așa mai departe. Procesul continuă până când însetatul domn primește apa necesară. Pentru ca analogia noastră să fie cât mai aproape de cele ce se petrec în zona radiativă, trebuie să considerați că transferul de apă din sticlă în sticlă se produce la întâmplare. Vă dați seama că în felul acesta trece mult timp până când apa ajunge acolo unde este necesară. Unii spun că transportul de energie prin stratul radiativ poate dura 170 de mii de ani din momentul în care a fost produsă. Eu nu știu. Pentru mine totul este foarte rapid. V-am mai spus, noi stelele avem un alt timp decât al vostru.
Odată ce energia a părăsit zona radiativă ea ajunge într-o altă zonă, cu un alt mecanism de transport. Este necesar un alt mecanism de transport din pricină că temperatura scade pe undeva pe la 2 milioane K. O temperatură foarte scăzută, dacă o comparați cu cea din nucleu (mai țineți minte că are valori de ordinul a 15 milioane de K?) sau dacă faceți comparația cu cea din zona radiativă. Acolo temperatura medie este de circa 5 milioane K. Aș putea spune că zona convectivă este una de-a dreptul răcoroasă, dar nu o spun. Vă voi spune în schimb că în zona convectivă lucrurile se petrec ca în oala cu apă pe care o puneți la fiert. Stratul din vecinătatea zonei radiative este încălzit și se ridică. Locul lui este luat de straturi mai reci, care coboară dinspre suprafață. Pe măsură ce urcă stratul fierbinte se răcește, în timp ce stratul rece, pe măsură ce se apropie de zona radiativă, se încălzește. Acest proces duce la producerea unei circulații de materie între suprafața și stratul de deasupra zonei radiative. Așa cum vă spuneam, asta seamă foarte bine cu cele ce se întâmplă în oala dumneavoastră pusă la fiert. Trebuie să vă mai spun că viteza de transfer a energiei în această zonă este mare. Îi trebuie numai câteva săptămâni energiei să îl străbată.
Fotosfera… ce să vă zic eu despre ea? Ați putea să o numiți suprafața stelei. Numai că eu, spre deosebire de Pământul vostru, nu am o suprafață bine definită. Oricum, dacă structurile anatomice despre care v-am vorbit până acum nu sunt vizibile ochiului vostru, ci numai minții umane, fotosfera este prima structură pe care voi o puteți vedea la o stea. Fotosfera are o grosime de ordinul a vreo 300 km și are o temperatură care variază între 6.400 K, la bază, și 4.400 K în partea superioară, acolo unde se învecinează cu cromosfera. Dacă aveți instrumentele potrivite, puteți vedea că fotosfera are o structură granulară, fiind alcătuită dintr-un soi de celule cu diametrul de 1.000 km. Granularitatea fotosferei este semnul că sub ea se află un strat convectiv. Dacă doriți o analogie, vă pot spune că aceste granule sunt echivalentul bulelor de la suprafața apei care dă în clocot. Tot pe fotosferă puteți vedea acele spectaculoase formațiuni pe care voi le numiți pete solare, pete care, pe Soarele vostru, se înmulțesc spectaculos la fiecare 11,5 ani. Pentru a vă umili un pic, pentru a vedea cât sunteți de mici (glumesc desigur), vă voi spune că petele solare au uneori diametre mai mari de 75.000 km… adică sunt de vreo șase ori mai mari decât Pământul vostru. Petele solare sunt zone ceva mai reci (cu câteva sute de grade) decât temperatura medie a fotosferei. Ele sunt consecința variațiilor locale ale câmpului magnetic stelar. Tot din fotosferă pleacă acele uriașe explozii solare, care sunt echivalentul exploziei unei bombe de miliarde de megatone de TNT… ce spectacol sunt ele pentru voi! Le numiți protuberanțe, le urmăriți traseul curbat de intensele linii de câmp magnetic solar. Apoi așteptați ca aceste explozii solare să vă perturbe aparatura electronică.
:max_bytes(150000):strip_icc()/462977main_sun_layers_full-5a83345e875db90037f173c3.jpg)
Și vă temeți. Nu aveți înțelepciunea de a vă bucura de spectacolul pe care vi-l oferă. Ele ajută la producerea aurorelor polare, știați asta? Oricum, vă spun eu, natura v-a ajutat mult, oferindu-vă un scut împotriva materiei ejectate de Soarele vostru. Este vorba de câmpul magnetic Pământesc…
Cromosfera… un strat transparent gros de circa 2.000 km, aflat imediat deasupra fotosferei. Are o temperatură cuprinsă între 4.300 și 400.000 K, semn că această zonă este cât se poate de neomogenă. O puteți vedea și voi, cu ochiul liber, în timpul eclipselor totale de Soare.
Coroana, zona coronală, este învelișul extern al atmosferei stelei. Este o zonă foarte fierbinte, cu temperaturi ce ating 2 milioane K. Vi se pare ciudată această creștere de temperatură, câtă vreme straturile inferioare sunt mult mai reci, nu-i așa?
Am să vă explic eu că această creștere este provocată de câmpurile magnetice intense, care ajută la transportul energiei din zona inferioară a atmosferei stelare către coronă. Coroana este vizibilă, și ea, în timpul eclipselor.
Gata. V-am spus cam tot ce puteam spune, fără a vă forța prea tare. Noi stelele cam asta suntem, în varianta noastră simplificată pentru uzul tereștrilor. Dar vreau să vă rog ceva din inima mea de stea. Vă rog mult să treceți dincolo de date, de cifre, de măsurători. Orice stea este mai mult decât suma reacțiilor și fenomenelor fizice care îi asigură existența. O stea este (sau trebuie să fie) o bucurie pentru fiecare dintre voi. Datele sunt pentru mintea omului, ele sunt măsura puterii lui de a înțelege. Dar odată ce stelele sunt înțelese trebuie trecut dincolo, trebuie trecut către bucurie. Stelele trebuie să ajungă în inimă. Citeam cândva un lucru spus de un alt om drag mie. Iată ce spunea Antoine de Saint Exupery: „Ați calculat drumul stelei, multe generații au muncit pentru asta, dar nu o cunoașteți mai bine. Este ea doar un semn într-o carte, dar nu mai are lumină. De fapt știți despre ea mai puțin decât un copil. Ați descoperit până și legile care guvernează iubirea umană, dar tocmai iubirea scapă semnelor voastre. Știți mai puțin decât o tânără fată.”. Noi stelele suntem frumoase! Să știți asta.
Mă gândeam să vă povestesc despre moartea noastră, despre ieșirea din secvența principală. Veți spune că este un eveniment trist moartea noastră. Eu aș zice, mai degrabă, că este unul grandios. Noi nu murim, noi dăruim Universului atomii noi, pe care îi fabricăm în timpul vieții. Fără moartea noastră viața nu ar fi posibilă. Fără moartea noastră nici măcar lumina nu ar mai avea vreun rost. Ar lumina un Univers rece, lipsit de bucurie. Iar bucuria sunteți voi, micii mei tereștrii, numai voi ne puteți dărui rostul. M-am gândit mai bine și, să fiu iertată, eu nu vreau cu niciun chip să vă spun acum despre moarte mea. Vă voi spune doar că atunci când mor strălucesc mai tare decât oricând. Atunci când mor arunc în Univers acea pulbere din care sunteți voi făcuți… eu mor pentru ca voi să trăiți…
