Stele

ORIGINEA SI EVOLUTIA STELELOR Teoria evolutiei stelare este mult mai dezvoltata decat aceea a evolutiei galaxiilor, din doua motive: - elucidarea origiinii energiei stelare si demonstrarea faptului ca reactiile termonucleare constituie principala sursa de energie in cea mai mare parte a existentei unei stele; - numarul mare de observatii asupra unui mare numar de stele (in primul rand din Galaxie), care permite compararea traseelor evolutive (teoretice) ale stelelor cu datele de observatie corespunzatoare. Cercetarile arata ca in istoria unei stele exista mai multe faze si anume: 1. Contractia gravitationala. In prezent este acceptata ideea ca stelele se formeaza din materia difuza interstelara. In favoarea acestei conceptii este faptul ca stelele tinere sunt situate in bratele Galaxiei noastre, acolo unde se observa si materia difuza formata din gaz si praf interstelar. Aceasta materie este retinuta aici de catre campul magnetic galactic, camp care este insa mult prea slab pentru a putea retine stelele un timp indelungat. De aceea stelele varstnice nu se gasesc, in general, in bratele Galaxiei, ci in componenta sferica a acesteia. Stelele tinere constituie adesea agregate de stele, in care intra mii de stele si o mare cantitate de gaz si praf ( de exemplu: agregatul din Orion). Modul cum se formeaza stelele din materia difuza nu este prea clar. Se considera ca procesul de formare decurge aproximativ astfel. Daca masa materiei difuze, formata din gaz si pulberi, dintr-un anumit volum (nor cosmic), depaseste (datorita unei cauze oarecare), o anumita valoare critica, atunci materia din acest volum incepe sa se comtracte sub actiunea fortelor de atractie. acest proces se numeste contractie gravitationala si reprezinta primul stadiu in evolutia unei stele (deplasarea pe traseul Hayashi). Calculele arata ca procesul de contractie incepe numai daca densitatea materiei difuze (ca urmare a fluctuatiilor de densitate, sau din alta cauza), a devenit suficient de mare. Regiunile cu materie difuza relativ densa, se evidentiaza observational sub forma globulelor negre si a trompelor de elefant, formatiuni compacte, opace, de materie neorganizata care apar pe fondul nebuloaselor luminoase (globulele au o forma regulata, ovala; trompele au o forma neregulata). Aceste formatiuni sunt, probabil, stramosii stelelor. O dovada indirecta a acestui fapt o constituie existenta stelelor de tip T Tauri - stele variabile, iin contractie, asociate cu nebuloase de forma cometare (steaua se afla in capul nebuloasei). In cursul procesului de contractie gravitationala, particulele de praf si moleculele de gaz cad spre centrul norului. Norul se incalzeste treptat, iar dupa ce temperatura depaseste circa 2000oK, granulele de praf se evapora si moleculele se disociaza. Temperatura creste in continuare, iar atunci cand atinge valori de ordinul zecilor de mii de grade K, se produce fenomenul de ionizare a materiei. Procesul de contractie gravitationala se accelereaza cu timpul, iar in anumite conditii fizice (daca masa norului e mare), acest proces ia forma violenta de prabusire gravitationala. Temperatura norului crescand, acesta incepe sa radieze; astfel norul se transforma intr-o protostea. Observatiile arata ca stelele tinere se gasesc in grupe. Aceasta inseamna ca s-au format in acelasi nor. In procesul de contractie gravitationala s-au format mai multe centre de condensare, norul s-a fragmentat in mai multe parti. Astfel s-au format mai multe protostele, de unde au rezultat mai multe stele. In viata unei stele contractia gravitationala este o faza rapida de evolutie. De aceea este dificil de surprins stelele in acest stadiu evolutiv. Se presupune ca stelele variabile neregulate de tipul T Tauri se gasesc in acest stadiu. De exemplu roiul deschis NGC 6530 are numeroase stele tinere, precum si variabile T Tauri. Ultimele se considera ca sunt in faza de contractie gravitationala. 2. Stadiul de stea a secventei principale. Acesta este al doilea stadiu in evolutia unei stele. o stea ramane un timp indelungat in acest stadiu - cea mai mare parte a vietii sale. in secventa principala steaua radiaza energia furnizata de reactiile termonucleare (sursa principala de energie este arderea hidrogenului). Aici steaua este intr-o faza de echilibru, in care masa, raza si luminozitatea sunt aproape constante (luminozitatea variaza cu cateva zecimi de magnitudine in milioane - miliarde de ani). Pozitia pe o ocupa o stea in secventa principala depinde de masa ei. Reactiile termonucleare transforma hidrogenul in heliu, iar timpul de existenta a stelei in secventa principala, depinde de viteza reactiilor. Aceasta depinde de temperatura interiorului stelei, care la randul ei depinde de masa. Stelele cu masa mare raman un timp relativ scurt in secventa principala (milioane de ani), iar cele cu masa mica raman un timp indelungat (zeci de miliarde de ani). Reactiile termonucleare se desfasoara in regiunea centrala a stelei numita nucleu. Cand hidrogenul din nucleu este in intregime transformat in heliu, se incheie al doilea stadiu de evolutie a stelei. Reactiile de transformare a hidrogenului in heliu continua intr-un invelis in jurul nucleului. Calculele arata ca ain aceasta faza evolutiva nucleul stelei se contracta, densitatea si temperatura centrala cresc repede. In acelasi timp invelisul stelei se dilata, dimensiunile si luminozitatea stelei cresc. Steaua iase din secventa principala si se deplaseaza rapid (in milioane de ani) spre regiunea gigantelor. In aceasta deplasare, daca masa stelei este suficient de mare, ea poate traversa o zona de instabilitate, devenind o stea variabila pulsanta de tip Cephei. Pozitia diferita a secventelor principale la roiurile globulare (M3, M92) se explica prin diferenta in compozitia chimica. Diferitele roiuri au secventa principala deplasata in mod diferit. De aici se poate deduce varsta roiului. Cel mai tanar roi este NGC 2362, a carui varsta este evaluata la cateva zeci de milioane de ani. Roiurile globulare pot avea varste de peste 10 miliarde de ani. Teoria evolutiei stelare poate fi verificata, de asemenea, cu ajutorul steleor binare stranse. 3. Stadiul de stea giganta. Este al treilea stadiu in evolutia unei stele. Daca in nucleul dens izotermic de heliu al unei stele gigante (sau supergigante) temperatura atinge o valoare de 108 grade K, incep reactiile nucleare ale heliului care se transforma in carbon. Cand heliul se epuizeaza in nucleu, iar hidrogenul se epuizeaza in invelisul din jurul nucleului, sursele de energie nucleara epuizandu-se, se incheie al treilea stadiu in evolutia stelei. Invelisurile esterioare ale stelei se dilata, iar steaua incepe sa piarda din masa. In anumite conditii, pierderea de masa poate avea un caracter exploziv. In urma unei explozii de nova (sau supernova), invelisurile exterioare ale stelei sunt expulzate in spatiu. Traseul evolutiv pe care il parcirge o stea dupa ce paraseste secventa principala este cunoscut sub numele de faza postsecventa principala de evolutie a stelei. Aceasta faza este mult mai bine studiata, decat faza de contractie (traseul Hayashi). Pentru faza mentionata mai sus, numerosi cercetatori au efectuat calcule detaliate, atat pentru stele simple (singulare) (Iben, Tutukov etc), cat si pentru sisteme stelare binare (Paczynski, Kippenhahn, Weigert, Tutukov etc). In functie de masa se produce o stratificare a stelei dupa compozitia chimica. Stelele masive pot evolua spre formareain centru a unui nucleu de fier. In acest moment ele se considera moarte din punct de vedere nuclear, colapsul gravitational al nucleului si explozia de supernova fiind inevitabile.

Informatii suplimentare ... | Comentariile Dv....

 

Sait proiectat de FlexForm