Stelele din univers variază în luminozitate, dimensiune, culoare și comportament. Unele tipuri se transformă în altele foarte repede, în timp ce altele rămân relativ neschimbate de-a lungul trilioanelor de ani. Iată ce tipuri de stele întâlnim în univers!
Stele de secvență principală
O stea normală se formează dintr-o aglomerare de praf și gaz într-o pepinieră stelară. De-a lungul a sute de mii de ani, aglomerarea câștigă masă, începe să se rotească și se încălzește. Atunci când temperatura nucleului ajunge la milioane de grade, începe fuziunea nucleară. Acest proces are loc atunci când doi protoni (nucleele atomilor de hidrogen) se unesc pentru a forma un nucleu de heliu. Fuziunea eliberează energie care încălzește steaua, creând o presiune care împinge împotriva forței gravitaționale a acesteia. Astfel se naște o stea.
Oamenii de știință numesc o stea care fuzionează hidrogenul în heliu o stea de secvență principală. Stelele de secvență principală reprezintă aproximativ 90% din populația stelară a universului. Ele variază în luminozitate, culoare și dimensiune – de la o zecime până la 200 de ori masa Soarelui – și trăiesc de la milioane până la miliarde de ani.
Multe stele de secvență principală pot fi văzute cu ochiul liber, cum ar fi Sirius – cea mai strălucitoare stea de pe cerul nopții – în constelația Canis Major. Alfa Centauri este cea mai apropiată stea de secvență principală și poate fi văzută cu ochiul liber.
Gigante roșii
Atunci când o stea de secvență principală cu masa de mai puțin de opt ori masa Soarelui rămâne fără hidrogen în nucleul său, ea începe să se prăbușească, deoarece energia produsă de fuziune este singura forță care luptă împotriva tendinței gravitației de a atrage materia înspre centru. Însă această concentrare a materiei în nucleu îi crește și temperatura și presiunea, atât de mult încât heliul începe să fuzioneze în carbon, reacție care eliberează și ea energie.
Fuziunea hidrogenului începe să se deplaseze către straturile exterioare ale stelei, determinându-le să se extindă. Rezultatul este o gigantă roșie, care ar părea mai mult portocalie decât roșie. În cele din urmă, giganta roșie devine instabilă și începe să pulseze, extinzându-se periodic și ejectând o parte din atmosfera sa. În cele din urmă, toate straturile sale exterioare dispar, creând un nor în expansiune de praf și gaz numit nebuloasă planetară. Soarele va deveni o gigantă roșie în aproximativ 5 miliarde de ani.
Stelele Arctutus, din Constelația Boarul, și Gamma Crucis, din Constelația Crucea Sudului, sunt gigante roșii ce pot fi observate cu ochiul liber.
Pitice albe
După ce o gigantă roșie și-a pierdut toată atmosfera, rămâne doar nucleul său. Oamenii de știință numesc acest tip de rămășiță stelară pitică albă. O pitică albă are de obicei dimensiunea Pământului, dar de sute de mii de ori mai densă. O linguriță din materialul său ar cântări mai mult decât o camionetă.
O pitică albă nu generează căldură, așa că se răcește treptat de-a lungul miliardelor de ani. În ciuda numelui, piticele albe pot emite lumină vizibilă, care variază de la albastru deschis la roșu. Oamenii de știință descoperă uneori că piticele albe sunt înconjurate de discuri prăfuite de material, resturi și chiar planete – resturi din faza de gigantă roșie a stelei originale. În aproximativ 10 miliarde de ani, după perioada de gigantă roșie, Soarele va deveni o pitică albă.
Piticele albe sunt prea slabe pentru a fi văzute cu ochiul liber, deși unele pot fi găsite în sisteme binare cu o stea de secvență principală ușor de văzut. Procyon B este un exemplu din constelația Canis Minor. Totuși, cu ajutorul unui telescop, pot fi observate pitice albe solitare precum LP 145-141, în constelația sudică Musca, și steaua lui Van Maanen, în constelația nordică Peștii.
Stele neutronice
Stelele neutronice sunt rămășițe stelare care înmagazinează o masă echivalentă Soarelui într-o sferă la fel de mare ca Insula Manhattan din New York.
O stea neutronică se formează atunci când o stea de secvență principală cu masa de aproximativ opt până la 20 de mase solare rămâne fără hidrogen în miezul său. (Stelele mai grele produc găuri negre de masă stelară.) Steaua începe să fuzioneze heliul în carbon, precum stelele cu masă mai mică. Dar apoi, când nucleul rămâne fără heliu, acesta se micșorează, se încălzește și începe să-și transforme carbonul în neon, reacție care eliberează energie. Acest proces continuă pe măsură ce steaua transformă neonul în oxigen, oxigenul în siliciu și, în final, siliciul în fier. Aceste procese produc energie care împiedică nucleul să se prăbușească.
Însă în momentul în care siliciul fuzionează în fier, steaua rămâne fără combustibil în câteva zile. Următorul pas ar fi fuziunea fierului într-un element mai greu, dar acest lucru necesită energie din exterior, în loc de a genera energie. Nucleul se prăbușește și apoi revine la dimensiunea inițială, creând o undă de șoc care călătorește prin straturile exterioare ale stelei. Rezultatul este o explozie uriașă numită supernovă. Nucleul rămas este o stea neutronică superdensă.
Tipuri aparte de stele neutronice sunt pulsarii și magnetarii. Pulsarii sunt stele neutronice care se rotesc rapid și emit pulsuri de raze X. Magnetarii sunt stele neutronice al căror câmpuri magnetice sunt de până la o mie de ori mai puternice decât cele ale unei stele neutronice obișnuite.
Stelele neutronice sunt prea slabe pentru a putea fi observate cu ochiul liber sau cu telescoapele de amatori. De obicei, astronomii pe studiază după emisiile de raze X și unde radio.
Pitice roșii
Piticele roșii sunt cele mai mici stele de secvență principală – doar o fracțiune din dimensiunea și masa Soarelui. De asemenea, sunt cele mai reci și par mai mult portocalii decât roșii. Când o pitică roșie produce heliu prin fuziune în miezul său, energia eliberată împinge materie la suprafața stelei, unde aceasta se răcește și se scufundă înapoi, antrenând o sursă proaspătă de hidrogen către nucleu. Din cauza acestei agitații constante, piticele roșii pot arde în mod constant întreaga lor rezervă de hidrogen de-a lungul a trilioane de ani fără a-și schimba structurile interne, spre deosebire de alte stele.
Oamenii de știință cred că unele pitice roșii de masă mică, cele cu doar o treime din masa Soarelui, au durate de viață mai lungi decât vârsta actuală a universului, până la aproximativ 14 trilioane de ani. Piticele roșii se nasc, de asemenea, în număr mult mai mare decât stelele mai masive. Din această cauză și pentru că trăiesc atât de mult, piticele roșii reprezintă aproximativ 75% din populația stelară a galaxiei Calea Lactee.
Pitice cenușii
Piticele cenușii nu sunt stele adevărate. Sunt mai masive decât planetele, dar nu la fel de masive ca stelele. În general, au masa între 13 și 80 de ori masa planetei Jupiter. Aproape că nu emit lumină vizibilă, dar oamenii de știință au văzut câteva în lumina infraroșie.
Unele pitice cenușii se formează la fel ca stelele de secvență principală, din aglomerări de gaz și praf din nebuloase, dar nu câștigă niciodată suficientă masă pentru a declanșa fuziunea la scara unei stele de secvență principală. Altele se pot forma ca niște planete, din discuri de gaz și praf din jurul stelelor.
Piticele cenușii sunt invizibile pentru ochiul liber sau telescoapele de amatori.
Sursa: NASA