Desi stelele sunt doar mingi fierbinti de hidrogen si heliu, acestea se afla intr-o continua schimbare. Studierea evolutiei stelelor este o intreaga ramura a astronomiei, iar oamenii de stiinta tot timpul invata lucruri noi. Pentru a intelege cu adevarat evolutia stelelor trebuie sa ne intoarcem la inceputuri. Toate stelele pe care le vedem astazi au inceput ca niste nori mari de hidrogen molecular rece. Un eveniment, cum ar fi o supernova, a trecut prin norul de gaz si i-a dat impulsul de care avea nevoie pentru a incepe sa se prabuseasca. Gravitatia norului a tras in mod inegal si astfel norul s-a rupt in mai multe bucati, fiecare dintre aceste bucati formand mai apoi o noua stea.
Intr-un nor, materialul s-a adunat la un loc pentru a forma o minge de hidrogen si heliu. Aceasta protostea a fost invaluita in gaz si praf (ea ar fi invizibila pentru telescoapele noastre de la sol). Pe masura ce mingea a crescut, aceasta a acumulat si mai mult material, determinand protosteaua sa se roteasca si sa elibereze jeturi de material prin poli. Aceasta acumulare de materiale dureaza in jur de 100 000 de ani. Dupa ce toate materialele au fost acumulate, mingea era fierbinte si stralucitoare, aproape ca o stea adevarata. Insa, aceasta nu era incalzita de reactiile de fuziune din interiorul nucleului sau, ci prin energia gravitationala a materialului aflat intr-un colaps permanent. Acest obiect tanar si fierbinte este cunoscut sub numele de stea T Tauri. O stea T Tauri ramane in acest stadiu timp de aproximativ 100 de milioane de ani.
Transformari in timpul vietii unei stele
In cele din urma, temperatura si presiunea din nucleul stelei au fost suficiente pentru a permite fuziunii nucleare sa inceapa. Acum obiectul a devenit o stea adevarata, care transforma hidrogenul in heliu in nucleul sau. O stea cu masa egala cu a soarelui nostru ar putea ramane in stadiul de secventa principala pana la 12 miliarde de ani. Stelele mai masive vor rezista perioade mai scurte, in timp ce piticele rosii pot ramane in acest stadiu timp de sute de miliarde sau chiar trilioane de ani.
Intr-un final, steaua ramane fara combustibil pe baza de hidrogen. Fara reactiile de fuziune, steaua incepe sa se contracte, creand si mai multa presiune in nucleu. O coaja de hidrogen din jurul nucleului poate fi acum supusa fuziunii nucleare, ceea ce se si intampla, crescand intensitatea luminozitatii stelei de sute sau chiar mii de ori. In nucleul stelei heliul este fuzionat in elemente si mai grele. Acest lucru face ca steaua sa se umfle si sa devina o giganta rosie. Stelele obisnuite, cum este soarele nostru, se extind pana in punctul in care incep sa consume planetele din apropiere (de exemplu, soarele ar consuma planetele Mercur, Venus si chiar si Pamantul). Stelele care au masa de cel putin 20 de ori mai mare decat soarele devin supergigante rosii, extinzandu-se de 1500 de ori mai mult decat raza soarelui (o stea atat de mare ar putea consuma orbita lui Saturn).
Moartea unei stele
Acest combustibil suplimentar se termina la un moment dat, iar steaua se prabuseste din nou in ea insasi. Stelele mai masive pot face acest lucru de mai multe ori, arzand noi coji si elemente din ce in ce mai grele. In cele din urma, toate stelele isi ating limita. Cele mai masive stele (cele cu masa de cel putin 20 de ori mai mare decat a soarelui) vor exploda in supernove. Stelele mai putin masive isi vor evacua straturile exterioare si apoi se vor prabusi in interior, formand pitice albe, stele neutronice sau gauri negre. Soarele nostru va forma o pitica alba, o ramasita de marimea Pamantului cu 60% din masa initiala. Desi initial fierbinte, aceasta pitica alba se va raci in timp si va deveni in cele din urma temperatura de fond a universului. Cam aceasta este evolutia stelelor, de la nori de gaz la pitice albe, stele neutronice, gauri negre si supernove.
VIDEO:
https://www.youtube.com/watch?v=YU6X3SPZAJo
