Când privim cerul nopții, vedem un covor strălucitor de stele. Aceste puncte luminoase sclipitoare sunt de fapt sfere masive de plasmă – gaz de heliu și hidrogen supraîncălzit.

Ele sunt alimentate de fuziunea nucleară, vin în multe forme diferite și au o traiectorie evolutivă fascinantă.

A Star Is Born

Stelele se formează în nori amorfi de gaz și praf numiți nebuloase. Masele de gaz – în cea mai mare parte heliu și hidrogen – din aceste pepiniere stelare se prăbușesc sub propria gravitație și încep să se încălzească, formând o protostea. Temperaturile cresc în miezul acestor protostele învârtindu-se, pe măsură ce acestea adună gazul și praful din apropiere.

O protostea va petrece aproximativ 100 de milioane de ani în faza T Tauri. Aceste stele mari și volatile nu pot genera încă fuziune nucleară, dar pot da o lovitură puternică prin vânturile stelare pe care le emit. În cele din urmă, când miezul stelei atinge temperaturi de aproximativ 27 de milioane de grade Fahrenheit, are loc fuziunea nucleară. Atomii de hidrogen și heliu se leagă între ei și iată că se naște o stea.

Această explozie de energie încetinește colapsul gravitațional. Materialul care nu este înghițit de steaua nou-născută poate forma planete, asteroizi și alte obiecte cerești. Acest proces poate dura aproximativ 100.000 de ani, potrivit Universe Today.

După ce începe fuziunea nucleară, steaua alunecă în faza următoare, faza Secvenței Principale. Majoritatea stelelor pe care le vedem pe cerul de noapte (și de zi) sunt stele din secvența principală, potrivit National Geographic. Stelele își petrec cea mai mare parte a vieții lor în faza de secvență principală.

Este clasificat

ESO

Există multe tipuri diferite de stele din secvența principală. Astronomii folosesc semnătura spectrală a unei stele pentru a-i descifra compoziția, luminozitatea, culoarea și temperatura. Pe baza acestor observații, ei pot spune cât de veche este o stea și cât de mare este. Cele șapte clase spectrale, ordonate de la cea mai fierbinte la cea mai rece, sunt O, B, A, F, G, K și M.

Temperatura unei stele se măsoară în unitatea kelvin. Temperatura de suprafață a stelelor poate varia de la aproximativ 2.500 K în cazul celor mai reci stele până la aproximativ 30.000 K în cazul celor mai fierbinți stele. (Lava eruptă de la vulcanul Kilauea din Hawaii atinge temperaturi de aproximativ 1.444 kelvin). Culoarea unei stele este direct legată de temperatura sa. Cele mai fierbinți stele au un aspect alb sau albastru. Stelele mai reci au nuanțe mai calde și adesea par a fi galbene, portocalii și roșii.

Astronomii caracterizează strălucirea unei stele prin măsurarea atât a magnitudinii și a luminozității sale, sau a cantității totale de energie pe care o steaua o produce într-o secundă, cât și a distanței la care se află. Stelele pot fi clasificate în funcție de luminozitatea lor. Cele șase clase, de la cea mai luminoasă la cea mai slabă, sunt Ia, Ib, II, III, IV și V.

Masa unei stele poate defini modul în care aceasta va trăi și va muri. Stelele mai masive își consumă hidrogenul mai repede și se sting primele. Astronomii măsoară masa altor stele în „mase solare” în raport cu soarele nostru.

Utilizând toate aceste variabile, astronomii trasează faza de evoluție a unei stele pe diagrama Hertzsprung-Russell.

Cele mai mici stele sunt numite stele pitice roșii. Aceste stele cu durată lungă de viață sunt abundente în univers și foarte slabe, emițând 0,01% din energia soarelui nostru. Hipergigantele cu viață scurtă, pe de altă parte, pot ajunge până la 100 de mase solare. Ele ard mai intens, ating temperaturi de 30.000 kelvin și sunt extrem de rare în univers.

Soarele nostru este o pitică galbenă de tip G. Vecinul nostru stelar cel mai apropiat, Proxima Centauri, este o pitică roșie de tip M. Vega, din constelația Lyra, este o stea pitică albă-albăstruie de tip A.

Steaua morții

(ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/E. O’Gorman/P. Kervella, 2017)

Hidrogenul este principala sursă de combustibil a unei stele. În cele din urmă, o stea va consuma tot hidrogenul din miezul său, după ce l-a transformat în heliu. Forțele gravitaționale vor prăbuși nucleul, determinându-l să se încălzească din nou. Creșterea temperaturilor va stimula reacțiile de fuziune în straturile exterioare ale stelei, determinând-o să se extindă și să devină o gigantă roșie.

La sfârșitul vieții lor, giganticele roșii de masă medie își desprind straturile exterioare și se transformă într-o pitică albă ultradensă. Aceste coji stelare mici și mai dense se transformă în cele din urmă în stele pitice negre evazive, care sunt aproape nedetectabile de către astronomi. Soarele nostru va avea această soartă în aproximativ 6 miliarde de ani.

Soarele nostru este singura stea din acest sistem. Acest lucru nu se întâmplă peste tot în univers. Multe sisteme stelare sunt ceea ce se numește „sistem binar”, ceea ce înseamnă că sunt alcătuite din două stele care se înconjoară reciproc. (Gândiți-vă la Tatooine.) Există, de asemenea, „sisteme multiple”, care au mai multe stele diferite.

Piticele albe dintr-un sistem stelar binar sunt prinse într-un ciclu complicat. Ele absorb hidrogenul gazos și alte materiale de la steaua lor companion până când se umflă și explodează într-o explozie de fuziune nucleară. După ce pitica albă „se transformă în novă”, aceasta se întunecă și repetă ciclul. În unele cazuri, potrivit NASA, o pitică albă poate acumula suficient material de la steaua parteneră pentru a exploda complet și a deveni o supernovă.

În loc să se transforme într-o pitică albă, supergigantele roșii, stele cu o masă de peste opt ori mai mare decât cea a Soarelui nostru, aruncă violent gaz și praf în mediul cosmic. (La începutul acestui an, s-a vorbit despre faptul că Betelgeuse ar putea deveni o supernovă completă.) Rămășițele acestor explozii violente se numesc stele neutronice.

Stelele cu cea mai mare masă – cele cu o masă de peste 25 de ori mai mare decât cea a Soarelui nostru – devin supernove și lasă găuri negre care se învârt în urma lor. După explozie, tot materialul stelei se prăbușește într-un singur punct, dând naștere unei găuri negre de masă stelară.

.