Dacă o stea este suficient de masivă, ea nu va dispărea lent, precum soarele nostru, care, după ce va fi ars timp de zeci de miliarde de ani, se va transforma într-o pitică albă relativ calmă. În schimb, în nucleul său vor începe reacții de fuziune necontrolate, care vor duce la explozia grandioasă a straturilor exterioare ale stelei sub forma unei supernove, în timp ce nucleul său va intra în colaps, sub influența propriei atracții gravitaționale, contractându-se rapid pentru a forma o stea neutronică sau o gaură neagră. Acestea sunt predicțiile teoriei convenționale.
Însă dacă o stea este și mai masivă, atunci o astfel de explozie ar putea să nu aibă loc. În acest caz, este posibil un „colaps direct”, cu formarea unei găuri negre, care va absorbi toată lumina disponibilă, fără a mai lăsa ceva în urmă.
Mai există și un al treilea scenariu – explozia unei hipernove, care eliberează o cantitate de energie semnificativ mai mare decât o supernovă și în urma căreia întreaga materie stelară este aruncată în spațiul cosmic, fără a mai rămâne în urmă vreo rămășiță compactă.
Supernovele „obișnuite”
Imediat după nașterea unei stele, în nucleul său începe fuziunea nucleară prin convertirea hidrogenului în heliu. Prin această etapă inițială trec toate stelele: piticele roșii, care sunt de câteva zeci de ori mai masive decât Jupiter, și stelele gigantice, a căror masă este de zeci sau sute de mase solare.
Cu cât o stea este mai masivă, cu atât temperatura din nucleul său este mai ridicată și cu atât combustibilul său termonuclear este ars mai repede. După ce hidrogenul se epuizează, nucleul stelar se contractă și se încălzește la temperaturi la care heliul începe să „ardă” și se formează elemente mai grele.
În interiorul stelelor asemănătoare Soarelui, temperaturile pot atinge valori suficiente pentru ca reacțiile de fuziune nucleară să ducă la sinteza carbonului. Însă aici se atinge finalul ciclului de viață al stelei. Pentru a începe nouă reacție, cea de ardere (fuziune) a carbonului, steaua trebuie să aibă o masă de cel puțin opt mase solare.
Nebuloasa W49B este o rămășiță a unei supernove. Masa stelei care a explodat era de opt mase solare. | Foto: X-ray: NASA/CXC/MIT/L. Lopez et al.; Infrared: Palomar; Radio: NSF/NRAO/VLA
În stadiile finale ale evoluției lor, stelele asemănătoare Soarelui își scutură straturile exterioare, formând nebuloase planetare. Apoi nucleele lor se contractă lent și devin pitice albe, bogate în carbon și oxigen. În procesul de contracție, astfel de obiecte pot trece prin etapa de pitică roșie, bogată în heliu nears. Însă reacțiile termonucleare de fuziune a heliului nu mai au loc, iar contracția continuă până la formarea unei pitice albe alcătuite predominant din acest element.
Stelele mai masive au un destin mai spectaculos la sfârșitul existenței lor active. Cel mai adesea, mai ales pentru obiectele cu masa apropiată de 20 de mase solare, atunci când nucleul este comprimat, temperatura continuă să crească, fapt care are drept rezultat continuarea procesului de fuziune nucleară, cu formarea elementelor mai grele: oxigen, neon, magneziu, siliciu, sulf, până la fier, cobalt și nichel. De îndată ce sinteza celor mai grele elemente din această serie necesită mai multă energie decât este eliberată în timpul compresiei gravitaționale, nucleul se prăbușește și o supernova explodează.
Acesta este un final impresionant pentru multe dintre stelele masive din univers. Doar un procent mic din toate stelele au suficientă masă pentru un astfel de scenariu catastrofal. Obiectele și mai masive sunt chiar mai rare. Potrivit estimărilor actuale, circa 80% dintre populațiile de stele sunt pitice roșii cu o masă care nu depășește 40% din masa Soarelui. 95% dintre stele sunt mai puțin masive decât soarele nostru, iar unele din restul de 5% sunt de zeci sau sute de ori mai grele. Acești „monștri” sunt rari, dar și extrem de importanți pentru cosmologie, iar moartea lor nu este neapărat sub formă de supernovă.
Moartea stelelor de „categorie grea”
Multe stele masive prezintă fluxuri exterioare și emisii de materie. În anumite etape, atunci când o stea se apropie de sfârșitul ciclului său de viață, ceva determină contractarea pentru scurt timp a nucleului său, fapt care duce la încălzirea acestuia. Drept rezultat, reacțiile termonucleare sunt accelerate, ceea ce determină creșterea bruscă a cantității de energie eliberate, precum și la eliberarea unei cantități mari de materie (de până la zece mase solare), creând un eveniment denumit „supernovă impostoare”. Un exemplu în acest sens este sistemul η (eta) Carinae, în interiorul căruia stelele continuă să ardă.
O imagine a sistemului stelar η (eta) Carinae și a nebuloasei Homunculus, realizată de Telescopul Hubble. | Foto: NASA, ESA, N. Smith (University of Arizona) and J. Morse (BoldlyGo Institute)
În privința sorții unei stele cu masa de 20 de mase stelare, există trei scenarii, însă este dificilă înțelegerea condițiilor care ar putea duce la apariția lor. Una dintre posibilități este explozia sub formă de supernovă. Orice stea supermasivă aflată în ultimele stadii pierde o cantitate mare din substanța sa, motiv pentru care masa sa devine mai mică decât limita superioară care duce la un final sub forma unei supernove „normale”.
Colapsul direct
Primul scenariu este colapsul direct. Atunci când se produce supernova, nucleul stelei continuă să se contracte și, în funcție de masa stelei, el devine o stea neutronică sau o gaură neagră. În anul 2018, astronomii au observat pentru prima dată cum un obiect de 25 de mase solare a dispărut pur și simplu. Astfel de obiecte supergrele nu mor fără un efect catastrofal, dar există o explicație fizică pentru ceea ce este posibil să se fi întâmplat în acest caz: nucleul stelei a încetat să mai creeze suficientă presiune pentru a contracara atracția gravitațională. Dacă regiunea centrală a stelei devine suficient de densă (dacă o masă suficient de mare este comprimată într-un volum mic), se formează o gaură neagră și apare orizontul evenimentelor. Această gaură neagră poate absorbi toată materia rămasă din straturile exterioare ale stelei inițiale.
S-a presupus că scenariul colapsului direct este posibil pentru stelele foarte masive – cu mase de cel puțin 200 de mase solare. Însă observațiile recente asupra dispariției stelelor cu „masă mică” (25 de mase solare) a ridicat noi semne de întrebare.
Probabil că nu înțelegem în totalitate procesele care au loc în interiorul stelelor: este posibil să existe și alte condiții în care o stea să se poată „scufunda în infinit” fără a arunca în spațiul interstelar o cantitate semnificativă de materie. Dacă acest lucru se adeverește, atunci formarea găurilor negre prin colapsul direct al stelelor ar putea fi mult mai frecventă decât s-a crezut. Poate că acesta este felul în care găurile negre supermasive au apărut în primele etape ale universului.
Prea multă energie
Hipernovele se mai numesc supernove superstrălucitoare. Atunci când un obiect cu masa de peste o sută de mase solare se comprimă într-un volum mic, este eliberată o cantitate colosală de energie, suficientă pentru generarea unei perechi de electroni-pozitroni dintr-un foton (procesul invers anihilării). Pozitronii sunt antiparticule simetrice cu electronii și au un rol foarte special.
Atunci când pozitronii se întâlnesc undeva în număr mare, inevitabil ei ajung să intre în coliziune cu electronii din jur. Aceste coliziuni duc la anihilarea ambelor particule, cu producerea a doi fotoni gama (radiații gama) de energie foarte înaltă. Dacă rata de formare a pozitronilor (și, implicit, a radiației gama) este suficient de mică, nucleul stelei rămâne stabil. Însă dacă această rată depășește o anumită limită, toți fotonii gama în exces, având energia de 511 keV sau mai mare, vor încălzi nucleu stelei.
Cu alte cuvinte, dacă aceste perechi de electroni și pozitroni se formează într-un anumit ritm, iar nucleul stelei încă se află în colaps, procesul de formare a perechilor se accelerează și continuă să încălzească nucleul. Totuși, acest proces nu poate dura la nesfârșit și se termină cu o explozie grandioasă – hipernova -, după care o masă de particule de peste o sută de mase solare este împrăștiată în spațiul cosmic.
În concluzie, există patru scenarii posibile pentru moartea stelelor supermasive. În primul caz, steaua explodează sub formă de supernovă și se formează o stea neutronică, înconjurată de o nebuloasă gazoasă (rămășiță a supernovei). În al doilea caz, explozia are ca rezultat formarea unei nebuloase și a unei găuri negre. În al treilea caz, se formează doar o gaură neagră supermasivă, care absoarbe toată materia din jurul ei. În cele din urmă, cele mai masive stele lasă în urmă doar o nebuloasă – rămășiță a hipernovei.
Sursa: Universe Magazine