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…)