De la nebuloasă la supernova

Evoluţia unei stele de la naştere până la stingere

Cuprins• De la Big Bang la Stea• Stelele. Definiţie şi aspecte generale• Formarea unei stele• Nor molecular - Nebuloasă• Protosteaua• Stadiul de stea a secvenţei principale• Steaua gigantică• Pitica albă• Steaua neutronică• Gaura neagră• Supernova• Reacţiile termonucleare• Soarele – cea mai mare stea• Ştiaţi că…

De la Big Bang la Stea

• Se crede că Universul care ocupa un volum infinit a fost format tot dintr-un punct de volum nul, cu densitate şi masă infinită, ajuns la un punct de saturaţie (critic).

• Big Bang-ul (Marea Explozie) a împrăștiat toată materia în câteva secunde pe un volum imens.

• Dacă Marea Explozie a fost de foarte scurtă durată, recontractarea Universului se crede că poate dura până la câteva sute de miliarde de ani.

Stelele. Definiţie şi aspecte generale

• Stelele sunt uriaşe acumulări de gaze (de obicei hidrogen şi heliu) fierbinţi şi luminoase, de formă sferică. Stabilitatea lor din punct de vedere al formei se datorează, în mare parte echilibrului format între uriaşele forţe de gravitaţie (care îşi exercită forţa spre interior) şi reacţiilor termonucleare din interiorul stelei (care îşi exercită forţa spre exterior).

Formarea unei stele

• Stelele iau naştere din nori de praf cosmic (nori moleculari), a căror densitate constantă este de câteva miliarde de ori mai mică decât a atmosferei terestre.

• La un moment dat, densitatea din norul de praf se măreste intr-un anumit punct, de obicei din cauza trecerii unei unde de şoc supernovice sau a unui meteorit sau asteroid.

• Dacă la început, în interiorul norului de praf cosmic era o temperatură apropiată de zero absolut ( – 273.15 oC), după formarea stelei temperatura acesteia poate atinge mai mult de 10 milioane oC.

Formarea unei stele

Nor molecular - Nebuloasă

Nebuloasele

• Nebuloasele sunt nori de gaz, sau orice alte obiecte formate din material cosmic, care nu au o masă suficientă pentru a forma o stea. Într-unii din ei materia este mai densă şi mai concentrată: ea formează nori moleculari. Aceştia sunt atât de mari, încât durează zeci de ani ca lumina să-i traverseze.

• Nebuloasele luminoase sunt de obicei nori de praf cosmic care reflectă sau dispersează lumina provenită de la stele sau alte corpuri cereşti care produc lumină. Ele sunt rămăşiţele stelelor care, rămânând fără energie, mor.

• Nebuloasele întunecate sunt formate din praf cosmic, care

absoarbe o mare parte din radiaţii.

Nebuloasa

Protosteaua

• O protostea se naşte atunci când începe să emită energie radiativă pentru a balansa gravitatea ei şi a opri colapsul gravitaţional.

• O protostea este o masă mare de materie care se formează prin contracţia gazului deint-un nor molecular gigant aflat în mediul interstelar. Faza protostelară este un stadiu incipient în procesul de formare a stelelor. Pentru o stea cu masa Soarelui perioadă durează aproximativ 100.000 de ani tereştri.

Stadiul de stea a secvenţei principale

• Acesta este al doilea stadiu in evolutiţa unei stele. O stea rămâne un timp îndelungat în acest stadiu - cea mai mare parte a vieţii sale.

• În secvenţa principală steaua radiază energia furnizată de reacţiile termonucleare (sursa principală de energie este arderea hidrogenului).

• Când hidrogenul din nucleu este în întregime transformat in heliu, se încheie al doilea stadiu de evoluţie a stelei.

Steaua gigantică

• Este al treilea stadiu in evoluţia unei stele. Daca în nucleul dens izotermic de heliu al unei stele gigante (sau supergigante) temperatura atinge o valoare de 108 grade K, încep reacţiile nucleare ale heliului care se transformă în carbon.

• Când heliul se epuizează în nucleu, iar hidrogenul se epuizează în învelisul din jurul nucleului, sursele de energie nucleară epuizându-se, se incheie al treilea stadiu în evoluţia stelei.

• Stelele masive pot evolua spre formarea în centru a unui nucleu de fier. În acest moment ele se consideră moarte din punct de vedere nuclear, colapsul gravitaţional al nucleului şi explozia de supernova fiind inevitabile.

Stadii târzii ale unei stele

• Stadiul de Pitica albă

• Stadiul de Stea neutronică

• Stadiul de Gaură neagră

Pitica albă

• Pentru gigantele cu masă mai mare, pierderea de masă are loc printr-o explozie de nova sau printr-o serie de explozii (nove recurente). Dacă masa finală, dupa explozie, este 1,2 mase solare (limita lui Chandrasekhar), steaua se transformă intr-o pitică albă.

• În urma pierderii de masă, învelişul de hidrogen fiind expulzat în spaţiu, din stea rămâne nucleul foarte dens.

• Stadiul de pitică albă e un stadiu final in evoluţia unei stele, pitica albă fiind o stea care moare prin răcire.

Stadiul de pitică albă

Steaua neutronică

• Dacă după explozia de supernova a unei stele cu masa iniţiala mare, masa ramasă a stelei este mai mică, atunci acest nucleu stelar se contractă puternic (prin colaps gravitaţional), transformându-se în stea neutronică.

• Într-o anumită fază a existenţei sale aceasta se poate manifesta ca radiopulsar sau ca sursă discretă de raze X într-un sistem binar restrâns (eventual - pulsar Roentgen).

Stadiul de Stea neutronică

Gaura neagră

• La gigantele masive, masa care rămâne după explozie poate depăşi 2,5-3 mase solare. Un asemenea nucleu stelar dens este instabil intrand în colaps gravitaţional, care (teoretic) se contractă idefinit.

• Când raza stelei în colaps gravitaţional coboară sub raza Schwarzschild, steaua se transformă într-o gaură neagră. Găurile negre sunt considerate ca singularităţi ale Universului.

Stadiul de Gaură neagră

Supernova

• Supernovele sunt stelele rezultate în urma exploziei unei superuriaşe. O astfel de explozie poate lumina o galaxie intreagă pentru un timp destul de îndelungat.

• Supernovele pot părea la început de pe planete mai îndepărtate ca fiind stele foarte noi, care sunt înca în curs de formare. Din astfel de stele, care de altfel au volumul cel mai mare, se pot naşte găurile negre, dacă nucleul stelei are o masă suficientă.

Supernova

Reacţiile termonucleare

• Reacţiile termo-nucleare, care poartă numele de reacţii de fuziune în fizica nucleară, sunt cele care fac stelele să producă energie. În cele mai frecvente cazuri această se găseşte sub formă de lumină, caldură şi radiaţii (de diferite frecvenţe).

• Reacţiile termo-nucleare constau în fuziunea a doua sau mai multe nuclee de hidrogen pentru a forma un nucleu de heliu, sau unul mai complex. În urma fuziunii, 0.7% din masă hidrogenului este convertită în energie, ceea ce semnifică foarte mult.

Fuziune în soare

Compoziţia chimică• Chiar dacă toate stelele conțin în cea mai mare parte hidrogen și

heliu, totuși compoziția chimică este diferită de la o stea la alta.• Recent s-a stabilit că stelele tinere conțin metale în proporții mari

în comparație cu stelele foarte vechi (cu vârste de cca. 9-12 miliarde ani).

• Giganții roșii și-au epuizat combustibilul de hidrogen, dar ard heliu și alte elemente mai grele.

• Odată "aprinse", stelele își iau energia, aproape pe tot parcursul vieții lor, din fuziunea hidrogenului cu heliul, care are loc în regiunile lor centrale. Dar acest proces are o durată mai lungă sau mai scurtă, în funcție de masa stelei.

• Pentru o stea ca Soarele, acesta poate dura și 10 miliarde de ani, dar pentru o stea de 3 ori mai masivă procesul se sfârșește după 500 de milioane de ani.

• Stelele cele mai grele la "naștere" sunt și cele mai luminoase.

Soarele – cea mai mare stea

• Soarele este cea mai mare stea şi se află situată în mijlocul sistemului nostru solar.

• Stelele, asteroizii, meteoriţii cât şi imensele cantităţi de praf interplanetar gravitează în jurul lui.

• Datorită caldurii şi luminii generate de acesta, este posibila viaţa pe Pamânt.

•   Soarele este alcătuit, în prezent, din aproximativ 75% hidrogen si 25% heliu după masă(92.1% hidrogen şi 7.8% heliu după numarul de atomi ). Orice altceva (metale) se gaseşte doar în proporţie de 0.1%.

Soarele – cea mai mare stea• Soarele are aproximativ 4.5 miliarde de ani. De la naşterea sa a

folosit cam jumătate din hidrogenul din miezul său. Va radia în continuare "în linişte" pentru încă 5 miliarde de ani sau chiar mai bine de atât (deşi luminozitatea sa se va dubla pe atunci). În cele din urmă îşi va epuiza combustibilul adică hidrogenul. Va trece atunci prin schimbări radicale, obişnuite la standardele stelare, care vor conduce în cele din urmă la distrugerea totală a Pământului (şi probabil crearea unei nebuloase planetare).

foto:evoluţia soarelui

Ştiaţi că:• Cele mai strălucitoare sunt clasificate ca având magnitudinea 1

iar Cea mai "palidă" stea are o magnitudinea 28?

• Roşii şi-au epuizat combustibilul de hidrogen, dar ard heliu şi alte elemente mai grele?

• Soarele se deplasează cu 26 km/sec?

• Cea mai luminoasă stea (de 10 milioane de ori mai puternică ca Soarele) este Steaua Pistol?

• Cea mai apropiată de Soare (4,23 ani-lumină) este Proxima Centauri?

Ştiaţi că:• Ochiul uman distinge pe cerul nocturn până la circa 6.000 de

stele?

• Soarele este o exceptie, fiind singura stea suficient de aproape de Terra pentru a fi vizibilă ca un disc, şi nu ca un punct?

• Numărul stelelor fiind extrem de mare, circa 7•1022

• Soarele este cea mai apropiată stea de Pământ, aflându-se la "doar" 150 de milioane de km?

• Luminii Soarelui ii sunt necesare "doar" 8 minute pentru a ajunge până la noi?

Bibliografie

• http://www.infoastronomy.com/stele.html • http://www.referatele.com/referate/

astronomie/online1/referat-astronomie---Stelele---Ce-sunt-stelele-Nasterea-unei-stele-Energia-stelelor-Gaurile-negre-Ne.php

• http://ro.wikipedia.org

Proiect realizat de:

• Matei Andra – Florentina• Alexandru Diana – Gabriela

• Ursachi Livia – Maria• Movilă Beatrice – Alexandra

• Moisă Ionuţ – Constantin• Fuior Ioan - Ovidiu