Astronomii estimează că universul ar putea conține până la un septilion de stele – adică cifra 1 urmată de 24 de zerouri. Numai Calea Lactee conține peste 100 de miliarde, inclusiv cea mai bine studiată stea a noastră, Soarele. Stelele sunt mingi uriașe de gaz fierbinte – în principal hidrogen, la care se adaugă puțin heliu și cantități mici de alte elemente. Fiecare stea are propriul său ciclu de viață, variind de la câteva milioane la trilioane de ani, iar proprietățile sale se modifică pe măsură ce ea îmbătrânește.
Cum se nasc stelele?
Stelele se formează în nori uriași de gaz și praf numiți nori moleculari. Masa norilor moleculari variază de la 1.000 la 10 milioane de ori masa Soarelui și se pot întinde pe sute de ani-lumină. Norii moleculari sunt reci, ceea ce face ca gazele să se aglomereze, creând pungi de mare densitate. Unele dintre aceste aglomerări se pot ciocni între ele sau pot colecta mai multă materie, întărindu-și forța gravitațională pe măsură ce masa lor crește.
În cele din urmă, gravitația face ca unele dintre aceste aglomerări să se prăbușească. Când se întâmplă acest lucru, frecarea face ca materialul să se încălzească, ceea ce duce în cele din urmă la dezvoltarea unei protostele. Grupurile de stele care s-au format recent în nori moleculari sunt adesea numite roiuri (clustere) stelare, iar norii moleculari plini de roiuri stelare se numesc pepiniere stelare.
Viața stelelor
La început, cea mai mare parte a energiei protostelei provine din căldura eliberată de colapsul său inițial. După milioane de ani, presiunile și temperaturile imense din miezul stelei contopesc nucleele atomilor de hidrogen pentru a forma heliu, un proces numit fuziune nucleară. Fuziunea nucleară eliberează energie, care încălzește steaua și o împiedică să se prăbușească în continuare sub forța gravitației.
Astronomii numesc stele în care desfășoară în mod stabil fuziunea nucleară a hidrogenului stele de secvență principală cu heliu. Aceasta este cea mai lungă fază a vieții unei stele. Luminozitatea, dimensiunea și temperatura stelei se vor schimba lent de-a lungul a milioane sau miliarde de ani în această fază. Soarele nostru se află aproximativ la jumătatea etapei sale de secvență principală.
Cantitatea de gaz dintr-o stea, adică masa sa, îi determină durata vieții: stelele cu masă mai mică ard mai mult, mai slab și sunt mai reci decât stelele foarte masive. Stelele mai masive trebuie să ardă combustibil la o rată mai mare pentru a genera energia care le împiedică să se prăbușească sub propria greutate. Unele stele de masă mică vor străluci timp de trilioane de ani – mai mult decât a existat universul în prezent – în timp ce unele stele masive vor trăi doar câteva milioane de ani.
Moartea stelelor
La începutul sfârșitului vieții unei stele, nucleul acesteia rămâne fără hidrogen pentru a-l transforma în heliu. Energia produsă de fuziune creează presiune în interiorul stelei, care echilibrează tendința gravitației de a atrage materia înspre centru, astfel încât nucleul începe să se prăbușească. Dar colapsul nucleului îi crește și temperatura și presiunea, făcând ca steaua să se umfle încet. Cu toate acestea, detaliile etapelor târzii ale morții stelei depind în mare măsură de masa acesteia.
Atmosfera unei stele de masă mică se va extinde până când va deveni o stea subgigantă sau gigantă, în timp ce fuziunea transformă heliul în carbon la nivelul nucleului. (Aceasta va fi soarta soarelui nostru, în câteva miliarde de ani.) Unele gigante devin instabile și pulsează, ejectând periodic o parte din atmosferele lor. În cele din urmă, toate straturile exterioare ale stelei explodează, creând un nor în expansiune de praf și gaz numit nebuloasă planetară. Tot ceea ce rămâne dintr-o stea de mărime mică este doar nucleul său, denumit acum pitică albă – un corp de dimensiunea pământului, care se răcește în decursul miliardelor de ani.
O stea de dimensiuni mari merge mai departe. Fuziunea transformă carbonul în elemente mai grele, cum ar fi oxigenul, neonul și magneziul, care vor deveni viitorul combustibil pentru nucleu. Pentru cele mai mari stele, acest lanț continuă până când siliciul fuzionează în fier. Aceste procese produc energie care împiedică nucleul să se prăbușească, însă îi scurtează viața stelei. Întregul proces durează doar câteva milioane de ani. În momentul în care siliciul fuzionează în fier, steaua rămâne fără combustibil în câteva zile. Următorul pas ar fi topirea fierului într-un element mai greu, dar a acest lucru necesită energie în loc să o elibereze.
Miezul de fier al stelei se prăbușește până când forțele dintre nucleele atomice le contracarează și creează o undă de șoc care se deplasează spre exterior prin stea. Rezultatul este o explozie uriașă numită supernovă. Nucleul stelei supraviețuiește ca o rămășiță incredibil de densă, fie o stea neutronică, fie o gaură neagră.
Materialul aruncat în cosmos de supernove și alte evenimente stelare va îmbogăți viitorii nori moleculari și va fi încorporat în următoarea generație de stele.
Sursa: NASA