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: , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , ,
trackback

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.În ultimul stadiu de evoluie al stelei, temperaturile şi presiunile din centru ating cote fantastice, iar radiaţiile gamma prezente în nucleu sunt suficiente în aceste condiţii pentru a descompune fierul din miezul central în heliu şi neutroni prin procesul de fotodezintegrare. Cu alte cuvinte, în centrul stelei în câteva clipe se “anulează” milioane de ani de nucleosinteză stelară, procesul fiind acum exact invers. Aceste reacţii din urmă sunt puternic endotermice (au loc cu pierdere de energie), cu efect devastator asupra centrului stelei, care se contractă şi mai mult.

Odată depăşită limita Chandrasekhar, nici o forţă nu mai poate opri colapsul gravitaţional al nucleului. Zona centrală a stelei intră rapid în colaps, cu viteze ce depăşesc 70000 km/s, iar straturile interioare sunt practic disociate de cele exterioare. Colapsul nucleului nu se opreşte decât când acesta ajunge la un diametru de cel mult 10km când protonii şi electronii sunt “striviţi” împreună formând neutroni. Astfel, colapsul total al miezului este împiedicat de degenerarea neutronică. Materialul din exterior, după ce a căpătat viteze de cădere extrem de mari (relativiste), se loveşte acum de nucleul mic alcătuit din materie neutronică, şi ricoşează spre exterior.

Unda de şoc creată de acest ricoşeu se propagă rapid prin învelişul stelei comprimându-l şi încălzindu-l, expulzând restul de materie în spaţiul interstelar printr-o explozie gigantică (supernova de tip II), în care sunt create toate elementele mai grele decât fierul.

Sunt eliberaţi neutrini cu energie de 1046J şi lumină vizibilă aproximativ 1044 J! Suficient pentru a depăşi în luminozitate pentru scurt timp o întreagă galaxie, sau pentru a egala energia produsă de o stea similară cu Soarele pe toată durata sa de “viaţă”, adica10 miliarde de ani.

Ce se întâmplă totuşi cu nucleul stelei? Avem o situaţie în care forţa irezistibilă a gravitaţiei întâlneşte obiectul format din neutronii degeneraţi, formând o stea neutronică .

Rotaţia rapidă a suprafeţei bogate în plasmă a unei stele neutronice combinată cu dimensiunile ei extrem de mici au ca rezultat un imens câmp magnetic. Particulele încărcate suferă acceleraţii puternice în acest câmp, emiţând radiaţie electromagnetică, adesea cu lungimi de undă foarte scurte, predominant de-a lungul axei lor sub forma a două raze-fascicol.

Rotaţia rapidă a stelei are ca rezultat observarea acestor raze sub forma unor succesiuni rapide de pulsaţii – de aici şi denumirea lor de pulsar. Un exemplu în acest sens este cel care se află în inima Nebuloasei Crab, care este o rămăşiţă de supernovă din constelaţia Taurus.

Fizicianul englez Stephan Hawking a arătat cum după o periodă de timp găurile negre pot pierde din masă şi să se „evapore”. Problema este că până de curând însăşi teoria găurilor negre nu a fost acceptată. Fizicienii acum acceptă ideea că o stea ar putea colapsa până la punctul în care viteza de scăpare de la suprafaţa sa poate depăşi până şi viteza luminii formând astfel un „event horizon” dincolo de care nici măcar lumina nu mai poate scăpa. În orice caz, ideea colapsării unui obiect până la dimensiunea egală cu zero şi cu o densitate infinită, cu alte cuvinte o singularitate spaţio-temporală, precum părea să prezică teoria generală a relativităţii era vazută ca fiind foarte improbabilă.

Ideea principală este că atunci când gravitaţia pare să fi câstigat, existenţa găurilor negre  implică existenţa singularităţilor, care la rândul ei implică faptul că în univers sunt regiuni unde cele mai fundamentale concepte despre fizică nu se mai supun, nici măcar teoria relativităţii. În final, este posibil ca gravitaţia aşa cum o ştim noi să nu fi câştigat deloc, ci în schimb fizica încă necunoscută sa fi fost cea care a finalizat procesul.

Anunțuri

Comentarii»

No comments yet — be the first.

Lasă un răspuns

Completează mai jos detaliile tale sau dă clic pe un icon pentru a te autentifica:

Logo WordPress.com

Comentezi folosind contul tău WordPress.com. Dezautentificare / Schimbă )

Poză Twitter

Comentezi folosind contul tău Twitter. Dezautentificare / Schimbă )

Fotografie Facebook

Comentezi folosind contul tău Facebook. Dezautentificare / Schimbă )

Fotografie Google+

Comentezi folosind contul tău Google+. Dezautentificare / Schimbă )

Conectare la %s

%d blogeri au apreciat asta: