jump to navigation

Evoluţia unei stele pe diagrama H-R – Sfârşitul vieţii unei stele: Viaţa de dupa Secvenţa Principală Iunie 19, 2010

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

Când tot hidrogenul din nucleul stelei se va fi transformat în heliu, un timp acesta va deveni inactiv în ceea ce priveşte reacţiile nucleare, si se va contracta sub propria gravitaţie.

La o stea de o masă mai mica, nucleul de heliu inactiv va avea o temperatură iniţială de 15 milioane K, şi pe măsura ce nucleul se contractă temperatura va creşte. Astfel învelişul de hidrogen se va încălzi şi va dilata învelişul stelei. Pe măsură ce se dilată, steaua cu o masă iniţială redusă se răceşte si se transformă, intr-o gigantă roşie.

În cazul unei stele cu 1 masă solara acest proces durează până la un miliard de ani. Dacă accelerăm timpul vom observa steaua cum se deplasează în sus şi puţin la dreapta în diagramă, ca rezultat al scăderii temperaturii, dar şi o creştere a luminozităţii, datorită creşterii suprafeţei. Acum steaua se află în zona RGB (Red Giant Branch) a diagramei H-R.

Presiunea din nucleul stelei este acum în creştere. O lege fundamentală a mecanicii cuantice numită Pricipiul de Excluziune Pauli (numită după fizicianul austriac Wolfgang Paulli) intră în scenă.

Din acest moment heliul care a fost creat în urma arderii hidrogenului va adăuga masă nucleului stelei cauzând creşterea temperaturii acestuia prin creşterea energiei gravitaţionale pâna când temperatura va atinge valoarea de 108K. În acest moment, nucleele ne-degenerate de heliu „uită” de electronii lor degeneraţi şi fuzionează într-o nouă reacţie termonucleară, numită procesul triplu-alfa (triple-alpha process).

Produsul final al acestui proces este carbonul şi într-adevăr câţiva atomi de carbon rezultaţi pot fuziona cu nuclee de heliu pentru a produce oxigen. La stelele cu o masă mică fuziunea heliului este relativ rapidă, mai mult sub formă de explozie în interiorul stelei, ceea ce se numeşte helium flash.

Steaua se deplasează mai mult sau mai puţin orizontal la stânga diagramei    H-R, de-a lungul a ceea ce se cheamă horizontal branch.

Pentru stele de mărimea Soarelui s-a demonstrat că nucleul cu o masă prea mică în urma contractării nu va genera niciodată o temperatură suficient de ridicată pentru a favoriza fuziunea carbonului.

După părăsirea secvenţei principale, Soarele se va deplasa în partea dreaptă , de sus a diagramei H-R ocupându-şi locul în zona AGB (Asyzmptotic Giant Branch).

Pulsurile termice care au loc la o stea aflată în AGB se presupune că ar contribui la instabilitatea pulsatorie a stelei, devenind ceea ce e cheamă stele variabile. Cea mai cunoscută stea AGB este Mira.

Rezultatul final al acestui proces este de a îndepărta majoritatea învelişului stelei de nucleu sub forma unei „bule” ce formează o nebuloasă planetară pe care o recunoaştem cu toţii. În acest caz steaua cu o masă relativ mică a caştigat bătălia constantă cu gravitaţia, în a menţine echilibrul hidrostatic, chiar dacă a fost cu preţul vieţii. Nucleul este acum o pitică albă, fierbinte, şi mică (aproximativ de dimensiunea Pământului) şi deci cu o luminozitate scăzută. Astfel se încadreaza undeva cu mult sub Secvenţa Principala a diagramei H-R.

Pentru o stea mai masivă (între 2,5 şi 5 mase solare),

poate exista un carbon flash din moment ce nucleul mai masiv va favoriza fuziunea carbonului. Aceasta se întâmplă la temperaturi de aproximativ 500 milioane K, rezultatul fuziunii fiind neon, sodiu şi magneziu.

Dincolo de aceasta, reacţiile termonucleare pentru stele din ce în ce mai mari devin tot mai intense şi poate nici acum nu sunt înţelese pe deplin. Pentru cele mai masive stele reacţiile termonucleare din interior vor face ca nucleul stelei să se dilate şi să se răcescă, apoi se va contracta se se va încălzi cauzând o mişcare alternativă înainte şi înapoi în diagrama H-R.

Cantitatea de energie eliberată prin fuziunea progresivă a elementelor tot mai grele este în schimb tot mai mică, deşi reacţiile care se desfăşoară pot sintetiza destul de bine toate elementele din sistemul periodic al elementelor, inclusiv fierul. Steaua are acum o structură stratificată, straturile fiind alcătuite din elementele fuzionate, în ordine. După aceasta, însă, cantitatea de energie eliberată în urma fuziunilor nucleare este mai mică decât cea necesară pentru susinerea procesului de nucleosinteză –reacţia devine endotermă (nucleul de fier este cel mai stabil dintre toate elementele, şi reprezintă “bariera” dintre fuziune şi fisiune). Fuziunea în nucleul stelei se opreşte brusc şi stelele nu mai pot evita colapsul gravitaţional.

Nucleul din fier al stelei rezistă iniţial colapsului datorită presiunii degenerative electronice. Însă, dacă nucleul depăşeşte limita Chandrasekhar de aproximativ 1,4 mase solare, atunci presiunea degenerativă electronică nu mai este suficientă pentru a rezista colapsului gravitaţional, după modelul relativist. (mai mult…)

Evoluţia unei stele pe diagrama H-R – Naşterea stelelor: De la Atomi la Stele Iunie 1, 2010

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

În afară de stele galaxia noastră conţine si o cantitate mare de praf şi gaz; acestea din urmă fiind formate din hidrogen şi heliu, materii prime esenţiale pentru formarea stelelor. O nebuloasă conţine stele deja formate, dar înainte ca acestea să se formeze, nebuloasa este rece şi întunecată, locul ideal în care o stea îşi va începe viaţa.

La început norul are o temperatura e doar câteva grade K şi o densitate foarte mică de doar 106 atomi / m3 în condiţiile în care atmosfera terestră are o densitate de 1015 atomi / m3 . În momentul în care acest nor se va transforma într-o nebuloasă va avea o densitate de 1011 atomi / m3 .

Pentru ca acest nor să se poată transforma într-o nebulosă este necesar să îi crească densitatea. Există mai multe metode ca aceasta sa se îintample: spre exemplu unda de şoc a unei supernove. Dacă acesta ar fi singura metodă cunoscută în formarea unei stele am avea o situaţie de tipul „Oul sau găina?” ridicată la scară astronomică: cum s-a format steaua care s-a transformat într-o supernovă?!

O altă situaţie care ar putea densifica norul ar fi coliziunea de galaxii. Dar galaxiile trebuie să conţină stele, altfel nu ar mai exista decât nori de gaz intergalactic. Observarea însăşi a galaxiilor, în special a celor în spirală ne poate oferi un răspuns. Nebuloasele strălucitoare din aceste galaxii de tip HII (HII însemnând hidrogen ionizat) se află doar pe braţele galaxiilor în spirală, regiuni ce par să favorizeze formarea stelelor. Dacă ne gândim la o galaxie ca la un disc de gaz circular, iniţial fară stele, un nor ce ar genera miscare ar aparea inevitabil doar la marginea acestui disc. Mişcarea norului şi a discului de gaz ar genera unde de compresie / rarefiere care în loc să urmeze o traiectorie dreaptă, ar junge să se rotească în jurul centrului gravitaţional al viitoarei galaxii. În zonele de compresie formate de aceste unde, ar exista toate condiţiile formării stelelor. Cât de mult trebuie acest gaz să se comprime pentru ca stelele să ia naştere?

La începutul secolului XX astronomul englez Sir James Jeans găseşte răspunsul întrebării de mai sus. În esenţă procesul funcţionează în felul următor: să presupunem că avem un nor sferic imens cu raza rc care are aceeaşi temperatură T şi densitate ρ în orice punct. Aceasta înseamnă că :

unde M – este masa totală a norului.

Jeans a spus că dacă menţinem temperatura şi densitate constante dar adăugăm straturi suplimentare norului, astfel încât atât masa totală cât si raza acestuia vor creşte, se va ajunge în momentul în care presiunea interioară a norului, nu va mai „ţine piept” şi acesta va începe să se contracte. Masa critică numită în acest caz, masa Jeans măsoară valoarea rc numită lungimea Jeans.  Atât masa cât şi lungimea Jeans sunt invers proporţionale cu rădăcina pătrată a densităţii norului – adică prin creşterea desităţii norului se presupune că norul va începe să se contracte. Lungimea Jeans lj este de asemenea proporţionalăcu rădăcina pătrată a temperaturii norului.

Asadar:

Să presupunem că avem un nor cu  raza egală cu lungimea Jeans. Să presupunem de asemenea că indiferent ce se va întâmpla cu norul, temperatura acestuia nu se va schimba. Vom vedea imediat de ce ne permitem această presupunere. Ceea ce trebuie să aflăm acum este ce se intâmplă cu lungimea Jeans dacă norul nostru se contractă sau se dilată. Presupunem o valoare a lungimii Jeans, lj şi a razei norului rc egală cu 1.

Să observăm ce se întâmplă cu lungimea Jeans dacă norul se dilată uşor până la valoarea de rc= 1.1

Expansiunea înseamnă că densitatea norului scade, iar lungimea Jeans creşte şi fiind proporţional cu rc 1.5 capată valoarea de 1.11.5 sau aproximativ 1.15 unităţi. O expansiune mai mare de să zicem rc=1.15

unităţi are ca rezultat creşterea lungimii Jeans la valoarea de 1,84 unităţi. În concluzie dacă rc creşte, lungimea Jeans creşte mai rapid, astfel încât norul îşi menţine lungimea Jeans şi rămâne stabil împotriva contracţiei gravitaţionale.

Să contractăm norul la valoarea de rc=0.9 , aceasta ne dă o valoare l = 0.91.5 sau 0.85, pentru rc = 0.5 vom avea lungimea Jeans de 0.35. Deci pentru un nor care se contractă, lungimea Jeans se contractă mai rapid decât norul însuşi, iar aceasta înseamnă că norul nu mai rezistă sub contracţia gravitaţională. Un alt aspect interesant ete acela că pe măsură ce lungimea Jeans scade, norul se contractă, la fel se întâmplă şi cu masa Jeans. Acest fenomen se presupune că este ceea ce cauzează ruperea norului în mai multe fragmente de mase diferite (în funcţie de densităţile locale din interiorul norului), ce vor deveni stele.

Pe măsură ce densitatea norului va creşte, temperatura creşte şi ea iar raza care se contractă va  „ajunge din urmă” lungimea Jeans. Astfel contracţia va fi încetinită iar creşterea temperaturii marchează apariţia emiterii de de radiaţii (la început în infraroşu iar apoi în spectrul vizibil), moment in care norul îşi va face debutul în diagonala H-R .

În acest moment partea centrală a norului a devenit o protostea. Are o temperatură de aproximativ 2000K şi este de mai multe ori mai mare decât Soarele. Astfel va fi foarte asemănatoare cu o gigantă sau supergigantă roşie si tot astfel noua protostea va apărea undeva în partea dreaptă sus a diagramei H-R. Locul în care va apărea depinde de masa protostelei. Cu cât este mai masivă o protostea cu atât va apărea mai sus spre dreapta diagramei H-R, locul unde-şi va începe evoluţia premergătore Secvenţei Principale.

De asemenea protostelele se aseamănă cu gigantele rosii şi prin faptul că la temperaturi de 2000-3000K, opacitatea materialului din interiorul lor este relativ mare, şi calea cea mai eficientă prin care radiaţia termică poate ajunge la suprafaţă este convecţia. Aceasta face ca la început protosteaua care se contractă să rămână la o temperatură constantă iar pe măsură ce raza şi suprafaţa protostelei scad, luminozitatea ei să scadă de asemenea. Astfel protosteaua urmează un traseu aproape vertical în jos, în diagrama H-R – Traseul  Hayashi (după astronomul japonez Chushiro Hayashi).

Protostelele cu o masă mică se contractă mai lent. În condiţiile în care au suficientă masă (minim 0.1 mase solare), temperatura din centru va ajunge la valoarea de 107K, ceea ce permite reacţiilor de tip proton-proton să se întâmple.

Aceste protostele cu masă mică au devenit acum stele din extremitatea de jos a secvenţei principală, cu alte cuvinte o pitică de tip M. În acelaşi timp în care Hayashi lucra la evoluţia stelelor în diagrama H-R, astronomul american Louis Henyey şi colegii săi au arătat că pentru protostele masive (mai mari de 0.5 mase solare), stadiul Hayashi este relativ scurt (cu cât este mai mare protosteaua cu atât este mai scurt acest stadiu), fiind urmat de o evoluţie mai mult sau mai puţin orizontală, denumită chiar Traseul Henyey (Henyey Track). Acest tip de evoluţie presupune o mişcare aproape orizontală de la dreapta la stânga în diagrama H-R. Cu alte cuvinte temperatura protostelei creşte dar luminozitatea ei rămâne aproximativ constantă.

Temperatura în creştere a protostelei în mod normal ar trebui să îi crească şi luminozitatea, dar întrucât protosteaua se contractă, suprafaţa în scădere este răspunzătoare de lipsa creşterii nivelului de luminozitate. Prin urmare, Traseul Henyey este mai mult sau mai puţin orizontal. Timpul petrecut pe aceste trasee variază de la 104 ani pentru cele mai masive protostele, până la 107 ani pentru cele cu o masă mai mică.

Cu cât o protostea este mai mare, cu atât este mai scurt timpul până când aceasta îşi face apariţia în Secvenţa Principală.

Punctul în care stadiul Hayashi sau Henyey se incheie, marchează momentul intrării în Secvenţa Principală şi se numeşte ZAMS (Zero-Age-Main- Sequence).

Secvenţa principală din diagrama H-R, este mai degrabă o „bandă” formată din stele şi nu o linie. În momentul în care o stea ajunge în ZAMS, nucleul său încă se mai contractă, chiar dacă mai lent pentru a atinge echilibrul hidrostatic. Aceasta creşte temperatura nucleului destul încât să dilate învelişul stelei. Pentru Soare s-a estimat ca pe timpul „şederii” lui în Secvenţa Principală, îşi va dubla mărimea. În tot acest timp hidrogenul este consumat şi într-un final pierderea echilibrului termic va degenera într-un dezechilibru care va face ca steaua să părăsească Secvenţa Principală şi să devină ceea ce pentru majoritatea astronomilor este cea mai fascinantă parte din viaţa unei stele.