World of Physics Evoluția stelelor - masa decide

Dirk H. Lorenzen 24 ianuarie 2005

Cât de strălucitoare strălucește o stea, cât timp a existat și ce a mai rămas din ea mai târziu, în cele din urmă depinde doar de un singur parametru: masa acestuia.

Stelele constau din aproximativ trei sferturi de hidrogen, un sfert de heliu și o proporție foarte mică de elemente mai grele, cum ar fi carbonul, oxigenul sau aurul. Acest lucru se aplică și soarelui nostru. În interior, hidrogenul se fuzionează cu heliu la aproximativ 15 milioane de grade Celsius. Patru nuclee de hidrogen formează fiecare un nucleu de heliu - totuși, produsul final, nucleul de heliu, este ușor mai ușor decât materialul de pornire, cei patru nuclei de hidrogen. Această mică diferență de masă este transformată direct în căldură și lumină - conform celebrei formule a lui Einstein: \ (E = mc ^ 2 \) (energia este egală cu masa ori viteza luminii la pătrat).

Arderea hidrogenului

În fiecare secundă, 600 de milioane de tone de hidrogen se topesc în 594 milioane de tone de heliu în centrul soarelui. Soarele transformă șase milioane de tone de materie în energie pură în fiecare secundă și devine mai ușor de șase milioane de tone în fiecare secundă. Nu ar fi trebuit să-și epuizeze aprovizionarea cu mult timp în urmă? În niciun caz, de-a lungul celor aproape cinci miliarde de ani de existență, soarele nu a pierdut nici măcar o miime din masa sa.

Câmp stelar în constelația Săgetător

Producția de energie a soarelui poate părea risipitoare, dar există suficient combustibil: conform modelelor teoretice, soarele este doar de vârstă mijlocie. Va străluci încă cinci miliarde de ani. Abia atunci se consumă cea mai mare parte a hidrogenului din interior. Odată ce „arderea hidrogenului” s-a încheiat, capătul unei stele nu este departe. Este adevărat că heliul fuzionează pentru a forma elemente mai grele, care la rândul lor formează elemente și mai grele. Dar aceste procese nu mai sunt foarte eficiente - steaua rămâne rapid fără combustibil.

Cât durează arderea hidrogenului depinde de masă. Pentru că o stea cu dubla masă a soarelui nu strălucește de două ori mai puternic, ci de aproximativ opt ori mai puternic decât soarele. Cantitatea de energie emisă de o stea crește aproximativ cu a treia putere a masei stelei \ (M \), deci luminozitatea este proporțională cu \ (M ^ 3 \). Cât de puternică este această relație depinde la rândul ei de masa stelei. O stea cu de trei ori masa solară strălucește de aproape 27 de ori (de trei ori de trei ori trei) la fel de puternic ca soarele.

Evoluția stelelor depinde puternic de masa inițială. Stelele cu mai mult de cinci până la opt mase solare (unele stele au aproape o sută de mase solare) explodează ca o supernovă la sfârșitul vieții lor. În aceste explozii gigantice, straturile exterioare ale stelei sunt aruncate în spațiu, miezul se prăbușește într-o stea de neutroni sau o gaură neagră. Există, de asemenea, superne în stelele cu masă mai mică - dar numai în anumite sisteme stelare binare.

Final exploziv

Stelele de dimensiunea Soarelui, pe de altă parte, arde destul de nespectacular - și pentru o perioadă destul de lungă. O stea cu zece ori mai mare decât masa soarelui strălucește de aproximativ 4.000 de ori mai strălucitoare decât soarele, dar durata sa de viață este relativ scurtă: s-a încheiat după mai puțin de cincizeci de milioane de ani. Soarele, pe de altă parte, are puțin peste zece miliarde de ani. O stea cu doar o zecime din masa solară strălucește cu mai puțin de o miime din luminozitatea soarelui - și asta de peste o sută de miliarde de ani. Prin urmare, toate stelele din univers cu mai puțin de trei sferturi din masa solară trebuie să existe în orice caz, deoarece durata lor de viață depășește vârsta mondială de aproximativ 13,7 miliarde de ani presupusă astăzi.

Din clasa de greutate a soarelui sau chiar deasupra acestuia, o serie de stele și-au încheiat deja focul central și au umplut spațiul cu nebuloase frumoase. În aproximativ cinci miliarde de ani, soarele nostru se va umfla și el, mult dincolo de orbita Pământului. Suprafața se răcește și soarele nu mai strălucește galben-alb, ci roșiatic - a devenit un gigant roșu. Combustibilul rămas în interior arde din ce în ce mai repede și soarele intră într-o fază instabilă, pâlpâie și pulsează o vreme. Radiația din interior conduce tot mai multă materie din straturile exterioare subțiri în sistemul planetar și mai departe în spațiu. Acest așa-numit vânt stelar face ca soarele să piardă aproape jumătate din masă.

În restul soarelui, sursa de energie se va usca în cele din urmă și, fără presiunea radiației din interior, steaua se va micșora la o pitică albă. Acest obiect mic, foarte fierbinte, are dimensiunea pământului, dar conține o jumătate bună din masa soarelui. Piticul alb se răcește de-a lungul a miliarde de ani. În primele câteva mii de ani, stimulează încă gazul eliberat anterior să strălucească: soarele va fi o pitică albă cu o ceață frumoasă de ceva timp - și în mijlocul ei pământul, care va fi apoi nelocuibil.

O mulțime de întrebări deschise

Aceasta este teoria. Dar nimeni nu știe cât de bine este înțeleasă cu adevărat evoluția stelară. Ideea de bază poate fi corectă și evoluția stelelor este cu siguranță mai bine înțeleasă decât formarea stelelor - dar multe, multe detalii sunt încă neclare:

Ce rol joacă rotația unei stele?
Unele stele pulsează, ceea ce înseamnă că se umflă regulat și se micșorează puțin. Cum afectează acest fenomen evoluția viitoare a stelei? Stelele au o fază pulsatorie de mai multe ori în viața lor?
Când și cum apare convecția? Odată cu convecția, bule de material fierbinte se ridică, se răcoresc și se scufundă înapoi în interiorul stelei - ca în apă clocotită pe partea superioară a sobei. Energia este transportată în interiorul stelelor prin radiație și convecție. Detaliile exacte sunt încă în mare parte neclare.
Vântul sever provoacă probleme suplimentare - deoarece cu un asemenea vânt o stea suflă părți din straturile sale exterioare în spațiu. Deci, steaua pierde masa.
Câmpurile magnetice joacă cu siguranță un rol major în formarea și dezvoltarea stelelor (soarele are un câmp magnetic puternic și foarte complex, care poate fi ușor recunoscut de petele solare, printre altele).
Și cum depind toate aceste fenomene de masa stelelor?

Atâta timp cât toate aceste lucruri nu sunt înțelese, informațiile despre vârsta stelelor pot fi făcute doar foarte imperfect. Vârsta grupurilor globulare este o limită inferioară menționată frecvent pentru vârsta universului - deși este adesea uitat că informațiile despre vârsta grupurilor globulare fluctuează între 11 și 15 miliarde de ani. Dacă formarea și evoluția stelelor ar fi mai bine înțelese, vârsta stelelor ar putea fi, de asemenea, estimată mult mai bine.