jump to navigation

Evoluţia unei stele pe diagrama H-R – Secvenţa Principală Mai 19, 2010

Posted by EvolutieStelara in Diagrama Hertzsprung - Russell.
Tags: , , , , , ,
add a comment

Raportat la procesele prin care trece o stea în decursul vieţii sale, aceasta este cea mai liniştita când se afla în Secvenţa Principală. Drept urmare vom începe cu descrierea acestei perioade, pentru a fi mai uşor să prezentăm mai departe modul de formare şi moartea lor.

Secvenţa Principală

În funcţie de mărimea lor, stelele petrec mai mult sau mai puţin timp pe secvenţa principală. Dacă masa lor stelară este mai mică decât a Soarelui atunci stelele se vor regăsi mai mult timp pe Secvenţa Principală. Soarele, ca stea medie stă 10 miliarde de ani în Secvenţa Principală, în timp ce stelele mai mari stau mai puţin (cele mai mari stau 1.000.000 ani).

O caracteristica importantă a stelelor de pe Secvenţa Prncipală este compoziţia lor: 92% H, 7,8% He, 0,2% alte elemente.

Când steaua fuzionează hidrogenul in heliu, aceasta se află în cel mai stabil moment al vieţii sale. Va rămâne în acest stadiu doar atât cât îşi va putea menţine producţia de energie constantă prin arderea hidrogenului aflat totuşi într-o cantitate limitată.

Fuziunea nucleară

Procesul de fuziune nucleară este cauzat de două forţe opuse ce acţionează asupra stelei: gravitaţia şi presiunea. Gravitaţia tinde să comprime steaua în timp ce presiunea (cauză a temperaturii foarte mari), este aceea care echilibrează balanţa forţelor dintr-o stea. Acest echilibru se menţine un timp, după care una dintre cele două forţe ajunge să preia controlul.

Temperatura interioara a stelelor poate atinge peste 20 de milioane K. Aceste temperaturi extreme permit ca la ciocnirea a 2 atomi de hidrogen, nucleele acestora să se lipeasca, generând un atom de heliu. Astfel multiplicat la infinit, hidrogenul se consumă într-un procent semnificativ, în final, în stea rămânând mai mult heliu, ceea ce permite, ca în condiţii deosebite, şi atomii de heliu să fuzioneze, generând astfel atomi de carbon.

După consumarea heliului, carbonul începe să fuzioneze şi el, generând oxigen, care mai departe fuzionează în siliciu, iar siliciul în fier. Constatăm astfel că fiecare etapă necesită temperaturi din ce în ce mai ridicate, ajungându-se astfel la diametre tot mai mari ale stelelor.

Aşa cum am văzut în capitolele precedente, stabilitatea unei stele este determinată de masa acesteia corelată cu luminozitatea ei. Deoarece această corelare are baze strict observaţionale, relaţia ce se naşte este numită relaţia empirică masă – luminozitate. Aceasta susţine că luminozitatea L a unei stele este proporţională cu masa M ridicată la puterea unei valori ce se află între 3,5 – 4,0; deci, dacă ştim care este masa unei stele, putem estima cât de mult din masa stelară se poate folosi ca şi combustibil nuclear. În al doilea rând, cunoscând luminozitatea, putem estima viaţa stelei cel puţin pe Secvenţa Principală.

De asemenea, luminozitatea stelei se mai poate determina şi observaţional, prin urmare şi relaţia masă – luminozitate este utilă pentru a determina masa unei stele.

În final şi poate cel mai semnificativ este faptul că luminozitatea este proporţională cu masa, ridicată la o putere, cu valoarea între 3,5 – 4,0. Acest fapt demonstreaza că şi dacă arderea nucleară diferă de la o stea la alta, putem fi siguri că, cu cât stelele sunt mai masive şi mai luminoase, cu atât îşi consumă combustibilul nuclear mai repede.  Spre exemplu o stea de trei ori mai mare decât Soarele ar putea lumina de 81 de ori mai puternic

Aceasta înseamnă ca o stea de 3 ori mai mare decât Soarele şi-ar consuma combustibilul nuclear de 81 de ori mai repede si nu de 3 ori cum ar putea părea la prima vedere. Rezultatul este că indiferent de modul în care evoluează o stea, cu cât este mai masivă şi mai luminoasă cu atât şi evoluţia ei va fi mai rapidă şi implicit prezenţa ei pe Secvenţa Principală va fi mai scurtă în timp. În opoziţie vom constata că stelele mai palide şi mai puţin masive vor avea o evoluţie în timp mai puţin spectaculoasă, dar vor trăi mult mai mult.

Prin urmare stelele pitice roşii care se află pe Secvenţa Principală vor rămâne în cest stadiu poate până la sfârşitul vieţii Universului. Aşadar viaţa stelelor de pe Secvenţa Principală începe de undeva de la un milion de ani şi se poate întinde o eternitate, factorul decisiv pentru durata vieţii în acest caz fiind masa stelei. Un exemplu de o astfel de stea este steaua pitică de clasa M, Proxima Centauri, cu o masă de 0,1 mase solare,

a cărei viaţă pe Secvenţa Principală este estimată la o durată de 300 de vieţi solare. Aceasta este o perioadă cu mult mai lungă decât estimările curente cu privire la vârsta Universului.

După epuizarea hidrogenului, stelele cu mase mai mici de 0,5 mase solare

nu vor începe fuzinea heliului şi vor rămâne în starea de pitică roşie, stele care mai radiază doar căldură, nefiind capabile de fuziune nucleară.

La cele cu masa stelară mai mare de 0,5 mase solare,

odată finalizată fuziunea hidrogenului, vor trece la fuziunea heliului, acest proces determinând cresterea atât a luminozităţii cât şi a diametrului, trecând din Secvenţa Principală în ramura stelelor gigante.

Iniţial, temperatura nucleului este prea mică pentru fuziunea heliului, dar contracţia nucleului eliberează energie gravitaţională, cauzând creşterea temperaturii nucleului şi a învelişului acestuia, accelerând reacţiile nucleare din înveliş.

Producţia crescută de energie generează presiune exterioară ridicată şi provoacă expansiunea suprafeţei stelei. Atmosfera stelei va creşte cu un factor de 200 de ori, şi se va răci, culoarea acesteia fiind acum roşie. Suprafaţa stelei fiind acum mult mai mare, luminozitatea sa va fi mare.

După încă aproximativ un milion de ani, presiunea şi temperatura nucleului ajung suficient de mari pentru fuziunea heliului.

In nucleul stelei, heliul începe să fuzioneze în carbon.

Acest stadiu de evoluie va dura încă 1 miliard de ani.

Mecanismul iniţial de feedback este compromis, deoarece steaua prezintă acum un nucleu de gaz degenerat, ce se comportă cu totul altfel decât gazul obişnuit.

Materie degenerată

Contracţia nucleului stelar cauzează creşterea presiunii într-atât încât atunci când temperatura este suficient de mare pentru fuziunea heliului, miezul stelei se află deja într-o stare de degenerare electronică. Degenerarea se datorează principiului de excluziune al lui Pauli, ce împiedică mai mulţi electroni să ocupe nivele de energie identice (nu pot avea aceeaşi stare cuantică).

Într-o stare degenerată, electronii nu prea au libertate de mişcare, nivelele atomice de energie fiind toate ocupate, neputând fi forţaţi să aibă aceeaşi stare cuantică cu alţi electroni. Aceasta generează o presiune conform principiului de excluziune al lui Pauli (o rezistenţă din ce în ce mai sporită a gazului respectiv la contracţie), practic independent de temperatura la care se află acesta (chiar şi la temperaturi apropiate de zero absolut).

Gazul degenerat nu respectă legile gazului ideal (de ex.: odată cu scăderea temperaturii, scade şi presiunea la un gaz obişnuit).

Schimbarea sursei de energie duce la o instabilitate a stelei, şi aceasta începe alternativ să se măreasca şi să se micşoreze, uneori chiar violent. Atmosfera exterioară a stelei este expulzată în spaţiu, fiind emis un flux continuu de particule încărcate (electroni şi protoni) generând un vânt solar puternic.

Aceste stele îşi variază periodic strălucirea (sunt stele variabile) şi se numesc stele de tip „Mira”, sau stele de „tip târziu”.

Stelele nu „apar” pe Secvenţa Principală „din senin”, in capitolul urmator ne vom intoarce deci în timp şi vom urmari formarea lor.