Stiri de ultima ora

Viața unei stele

Viața unei stele
Stiinta-sanatate
Întocmai ca oamenii și noi, stelele, după naștere, începem să trăim cu adevărat. Numai că în cazul nostru, nu știu de ce, dar îmi sună frumos, vorbiți despre secvența principală. Despre această etapă în existența noastră vreau să vă povestesc mai departe. Înainte de vă povesti câte ceva despre metabolismul meu (care este infinit mai simplu decât al vostru) vă voi vorbi despre multiplele rase de stele. Se vede ușor pe cer cum unele dintre noi sunt galbene, altele albastre, altele roșiatice… Voi vorbiți despre „clase spectrale”, folosind din nou una dintre acele sintagme științifice exacte, dar de neînțeles în afara unui grup (mai mare sau mai mic) de inițiați. De această dată am să vă iert, pentru că ați adăugat o propoziție drăguță și ușor de ținut minte (pentru tereștrii care știu limba engleză): „Oh Be A Fine Girl, Kiss Me”. Prima literă a fiecărui cuvânt din această scurtă propoziție desemnează o clasă spectrală. Desigur, sunt mai multe culori, și deci clase spectrale, pentru stele. Dar eu nu știu să fac propoziții prea lungi în limba celui pe care voi îl numiți Shakespeare. Oricum, trebuia să mă opresc numai la câteva, la cele a căror lumină activează retina voastră. Nu-mi prea plac mie tabelele, dar nevrând să vă înșirui numere vă invit să vă uitați pe tabelul cu clasele spectrale, care însoțește acest umil text al meu. Vedeți că există o legătură strânsă între culoare și temperatura stelei. Acesta este un aspect foarte important, aspect căruia vă rog să îi acordați atenție. Vă sfătuiesc să vă întrebați de unde vine această legătură. Până una alta, am să vă spun că steaua voastră, ca și mine, este una galbenă, cu o temperatură de circa 5.000-6.000 K. Tabel de stele

Acum, după acest tabel, să ne ocupăm puțin și de luminozitatea stelelor. Voi știți să o măsurați foarte bine și mi-a plăcut foarte mult desenul a doi astronomi tereștrii, Ejnar Herstzprung și Henry Norris Russell, care au avut ideea, la începutul secolului XX al vostru, să deseneze pe o coală de hârtie un grafic simplu. Pe linia orizontală au pus temperatura stelei și pe cea verticală au pus luminozitatea ei. Apoi au descoperit uimiți (asta cred eu, că au fost tare uimiți) că, după ce au desenat meticulos punctele pentru numeroase stele, prin ele pot duce o curbă. Punctele desenate de ei erau grupate în vecinătatea unei curbe.

Diagrama Herstzprung-Russell

Altfel spus, cei doi au constatat că e valabilă următoarea proporționalitate: L~M3,5, aici L este luminozitatea raportată la luminozitatea Soarelui, iar M e masa stelei raportată la masa Soarelui. Vă rog să mă iertați pentru lipsa numerelor, să mă iertați pentru lipsa de precizie. Dar cred că mai bine este să vă ofer o imagine calitativă a lucrurilor, ci nu una exactă. Exactitatea poate plictisi. Pe mine întotdeauna mă plictisește. Exactitatea nu lasă loc întâmplării. V-am vorbit despre diagrama Herstzprung-Russell. Acum cred că vă puteți da seama că în loc de temperatură puteți pune clasa spectrală. Pentru fiecare gamă de temperaturi avem o singură clasă spectrală… Ah, vai, m-am molipsit și eu… voiam să zic culoarea stelei. Dar, pentru că tot am pomenit de spectre, bănuiesc că știți deja că ele vă ajută să analizăm compoziția diferitelor materiale. Tot ele vă sunt de un adevărat folos pentru a analiza compoziția stelelor. De fapt, atunci cândse analizează spectrul unei stele nu vedeți nimic altceva decât atmosfera stelei (deocamdată, până voi ajunge să vă povestesc despre structura mea, o vom numi simplu și familiar vouă: atmosferă). Altfel spus, culoarea, deci clasa spectrală, este dată de compoziția atmosferei stelare. Sper să nu vă plictisesc prea tare, dar cred că e bine să știți, măcar pe scurt, din ce sunt făcute atmosferele diferitelor rase de stele. Clasa O liniile spectrale ale hidrogenului sunt foarte slabe, în schimb sunt prezente cele ale heliului molecular și a celui ionizat (vă ajut eu cu interpretarea: există o legătură directă între intensitatea liniilor spectrale ale unui element și concentrația acestuia, deci liniile spectrale slabe ale hidrogenului ne indică o concentrație foarte scăzută de hidrogen în atmosfera stelelor de clasa O) Clasa B liniile spectrale ale hidrogenului au intensitate slabă spre medie, sunt prezente cele ale heliului neutru Clasa A liniile spectrale ale hidrogenului sunt intense, apar linii spectrale ale ionilor de calciu Clasa F liniile spectrale ale hidrogenului sunt slabe, sunt mai intense cele ale ionilor de calciu, apar linii spectrale slabe ale unor elemente mai grele Clasa G spectrul este dominat de liniile ionilor de fier și calciu, liniile hidrogenului sunt foarte slabe Clasa K apar linii puternice ale metalelor, sunt prezente benzile corespunzătoare moleculelor CN și CH, liniile hidrogenului practic dispar Clasa M apar benzi puternice ale TiO și VO, de asemenea există linii corespunzătoare metalelor, liniile hidrogenului practic nu mai există. Știu umanilor că v-am cam plictisit. V-am plictisit, deși nu am făcut decât o cât se poate de sumară trecere în revistă a tipurilor de stele. Dar nu am ce să vă fac. Voi trăiți cam o sută de ani, noi trăim miliarde. Noi avem timp, și vrem ca și voi să știți asta. Iar timpul nostru este altfel decât al vostru. Apropo, să nu uit. Și între noi, stelele, există timpuri diferite. Unele trăiesc cât o clipită (nu luați asta în sensul vostru, ci al nostru, e vorba de milioane de ani), în timp ce altele pot trăi mai mult decât vârsta de acum a Universului. Totul este o problemă aproape exclusiv legată de masă. Dacă îmi îngăduiți o analogie, vă pot spune că cele mai pirpirii, cele mai slăbuțe, cele cu o masă mai mică, trăiesc mai mult. Oricum, o stea nu poate fi oricât de mică. O stea trebuie să aibă o masă de cel puțin 4% din masa Soarelui vostru. Altfel o stea nu poate trăi, altfel avem de-a face avorton stelar. Știați că aveți și voi în Sistemul Solar o stea care nu s-a mai născut? Spuneți-mi mie, știați? Este vorba despre Jupiter, marea voastră planetă. Jupiter, care este alcătuit în bună măsură din hidrogen, dar are o masă prea mică pentru a putea declanșa metabolismul stelar. Este nevoie de presiuni și temperaturi foarte mari pentru a declanșa fuziunea hidrogenului, iar Jupiter, care reprezintă circa 77% din masa tuturor planetelor din Sistemul Solar, este mult prea sfrijit, mult prea lipsit de forță gravitațională pentru a deveni stea. Ar trebui să aibă masa de vreo 80 de ori mai mare decât cea de acum pentru a lumina pe cer. Jupiter, nu vă supărați pe mine, este un avorton stelar. Și totuși Jupiter radiază în spațiu de două ori mai multă energie decât primește de la Soare. Fără a fi o stea, Jupiter vă este o planetă extraordinară. Nu îmi place să laud chestiile acestea care profită de lumina noastră, dar fără Jupiter (care atrage multe dintre obiectele cerești care ar putea pune capăt vieții pe Terra) voi nu ați exista. Iar fără voi, spuneți-mi, rogu-vă, noi ce rost am mai avea? Stelele gigante, adică cele obeze, au o speranță de viață foarte scurtă. În interiorul lor metabolismul se desfășoară cu o intensitate colosală (o să vă spun mai târziu și de ce), ceea ce le consumă rapid. O stea de numai 15 ori mai mare decât cea a Soarelui vostru are o speranță de viață de numai 10 milioane de ani, față de cele aproximativ 10 miliarde de ani cât poate trăi o stea ca Soarele. Vă dau și aici o mică formulă empirică, și vă rog să țineți seama că ea este valabilă numai și numai pentru stele. T~M-2,5, unde T este durata de viață raportată la durata de viață a Soarelui, iar M este raportul dintre masa stelei și masa Soarelui. Pentru a încheia prin a sistematiza această parte a poveștii mele vă rog să mă lăsați să îmi trag un pic sufletul, timp în care am să vă rog să aveți bunăvoința să priviți din nou către tabelul meu de stele. Metabolism stelar Ați parcurs tabelul meu de stele? Atunci e bine. Vă va fi mai ușor mai departe cu povestea mea. Nu ați parcurs tabelul meu de stele? Tot bine este, dar sunt sigură că ceva va lipsi în înțelegerea dumneavoastră. Numesc asta lipsa privirii calitative asupra fenomenelor, dar nu veți avea probleme, sper asta din tot sufletul meu stelar, în a îmi înțelege cuvintele. Vă mai amintiți despre povestea nașterii mele? Vă spuneam acolo că vine o clipă în care în noi se declanșează reacțiile de fuziune nucleară, clipă în care începem să trăim cu adevărat. Ce simple par acum lucrurile! De fapt existența noastră este una dintre cele mai agitate, mult mai agitată decât a oricăruia dintre voi. Încercați să vă imaginați numai amploarea metabolismului nostru. Este un metabolism aflat mereu la marginea prăpăstiei, la marginea morții. Este necesară, în fiece clipă, realizarea unui echilibru: un echilibru între forțele care duc către contracție (aici e vorba de gravitație) și cele ce duc înspre expansiune (provocată de reacțiile termonucleare). Vi se pare că echilibrul acesta este unul ușor de realizat? Atunci sunteți într-o mare eroare. O eroare provocată de Soarele vostru. Vi se pare că, având o stea stabilă de atâtea miliarde de ani, stabilitatea devine o caracteristică pentru toate stelele. Noroc că aveți telescoape. Prin ele vedeți că lucrurile nu stau chiar așa. Stelele masive (v-am rugat să vă uitați pe tabelul meu de stele) au o viață foarte agitată și scurtă și cu sfârșit violent. Acolo gravitația face ca în centrul lor temperatura și presiunea să atingă valori, cum să le zic eu…, extraordinare. Datorită gravitației în nucleul stelei reacțiile termonucleare sunt…, iar nu găsesc cuvintele corecte…, mai mult decât foarte violente. Combustibilul stelar se consumă rapid, iar echilibrul se rupe. Și din clipa în care echilibrul este rupt steaua se îndreptă către moarte. Din tabelul meu de stele ați aflat deja că ele mor tinere… Dar, așa cum veți afla în alt capitol, așa cum ați aflat și din capitolul despre nașterea mea, moartea stelelor aduce viață. Și asta nu este o figură de stil, din acelea cu care vă obișnuiesc poeții, ci este adevărul curat. Iertați-mă din nou… știți… adevărul este atât de frumos, încât numai Universul îl poate cuprinde. Dar să nu mă las și eu copleșită de emoție. Vouă vă trebuie și altceva. Vă trebuie lucruri simple, nu vreau să supăr pe nimeni. Cred și eu că lucrurile simple au o mare importanță. Totul este simplu. Dacă gravitația este mai puternică, atunci steaua se contractă (contactându-se se încălzește), iar dacă presiunea internă este mai tare, steaua se dilată. Nu-i așa că este simplu? Aș vrea să vă spun acum că dacă m-aș baza numai și numai pe încălzirea dată de contracția gravitațională, atunci aș putea da căldură numai pentru vreo 15 milioane de ani, și asta cu prețul contractării mele cu o viteză de 15 m/an. Nu uitați că eu sunt o stea asemănătoare cu Soarele vostru… Dacă nu ar fi și altceva care să asigure energia, nici viața, nici voi, umanii, nu ați mai putea exista. Noroc că fizica naturii este mult mai complexă. Noroc că există reacțiile termonucleare. Este simplu de înțeles rostul lor, dacă vă ofer formula generării energiei de către o stea, de către orice stea. În reacțiile termonucleare, adică de fuziune, ce au loc în interiorul meu, atunci când scrieți ecuațiile de masă, veți constata că masa ce intră în reacție este ceva mai mare decât cea care iese din reacție. Unde dispare masa? Unde dispare materia? Ce se întâmplă cu ea? Ce devine materia? Dacă nu ați fi avut pe planeta voastră un om, pe care voi îl numiți Einstein, dar pe care noi, stelele, îl numim Om, dacă nu l-ați fi avut pe Einstein, atunci nu ați fi știut. V-ar fi fost misterioasă energia stelelor. Ei bine, Einstein v-a arătat că E=mc2. Este un lucru fundamental acesta: masa se transformă în energie, masa este echivalentă cu energia! Aș putea spune scurt că metabolismul nostru are la bază convertirea materiei în energie și asta ar fi suficient. Dar îmi dau seama că voi aveți nevoie de ceva mai mult de atât. Într-o stea ca mine, adică într-una de tipul Soarelui vostru, temperatura din nucleu nu depășește 15 milioane K. Știți că temperatura unui gaz este proporțională cu energia cinetică a atomilor care îl compun. La această temperatură viteza atomilor de hidrogen este atât de mare încât atunci când nucleele se ciocnesc fuzionează. Am să vă scriu eu reacțiile de fuziune, care stau la baza metabolismului meu. Nu luați creion, nu luați hârtie, vi le notez eu:

De fapt, de fuzionat fuzionează nucleele de hidrogen, care, sper că știți, sunt alcătuite dintr-un singur nucleon: un proton (de aceea scriem H1). Rezultă un nucleu de deuteriu (H2, nucleu alcătuit dintr-un proton și un neutron). Să mergem ceva mai departe. În reacție au intrat doi protoni și până acum au ieșit un proton și un neutron. Practic, un proton (știți voi bine că are sarcină pozitivă) este transformat în neutron (care, desigur, este neutru din punct de vedere electric). Pentru a avea egalitatea corectă, înseamnă că trebuie să mai iasă și un pozitron (un „electron pozitiv”, un antielectron, pe care l-am notat cu ) și un neutrino (). Sper că nu vi se pare foarte complicat. Oricum, nu contează cum vi se pare. Metabolismul vostru este mult mai complicat decât al meu, care este de o frumusețe ce nu își are seamăn, tocmai datorită simplității sale. Ideea este că mai apare ceva: energie. Dacă ați calcula masele care intră în reacția de fuziune și apoi a celor care ies din reacție, după care ați calcula diferența de masă și ați înmulți- o cu viteza supremă (așa numesc eu viteza luminii) ridicată la pătrat ați putea vedea că din această reacție rezultă 0,4 MeV energie.

Să nu uităm de pozitron. Acesta se va anihila iute cu un electron rezultând două cuante gamma plus 1,02 MeV. Reacțiile de fuziune nu se opresc aici. De îndată ce avem destul deuteriu pot încep reacții noi:

În cuvinte se spune că fuzionează două nuclee de deuteriu (astea au fost fabricate ceva mai devreme, din prima reacție pe care v-am scris-o) cu unul de hidrogen și rezultă heliu 3 plus o cuantă gama. Și în acest caz se obține energie, de această dată 5,49 MeV. Heliul 3 poate fuziona mai departe? Poate. Va rezulta heliu 4, un heliu puternic, un heliu stabil, un heliu care nu va vrea să fuzioneze decât în condiții speciale. Condițiile acestea vor apărea atunci când voi fi pe moarte… În cele ce urmează voi pune pe hârtia voastră trei căi prin care se ajunge la heliu 4. Nu voi da explicații multe, dar în paranteză voi scrie gama de temperaturi în care aceste reacții au probabilitatea maximă de producere și energia rezultată.
stiintasitehnica.com

Articole similare :
comments powered by Disqus