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…)

Anunțuri

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.