Stelele supergigante (cunoscute din punct de vedere tehnic si sub numele de stele din ramura giganta asimptotica) sunt stele extrem de mari si de batrane, care se apropie de sfarsitul vietii lor. Betelgeuse este un exemplu clasic in acest sens – o stea rosie din Orion care are diametrul de 630 de ori mai mare decat al soarelui nostru si masa de 14 ori mai mare decat a soarelui. Stelele masive si luminoase din clasele O si B sunt clasificate uneori ca stele supergigante – cum ar fi Rigel, o stea din clasa B care are raza de 70 de ori mai mare decat a soarelui, masa de 17 ori mai mare decat a soarelui si luminozitatea de 66 000 de ori mai mare decat a soarelui. Cu toate acestea, unii oameni de stiinta sunt de parere ca orice stea a carei raza este mai mica decat de o suta de ori raza soarelui este mai degraba o giganta, decat o supergiganta.

Fuziunea nucleara din interiorul stelelor

Atunci cand o stea ca soarele nostru se apropie de sfarsitul vietii sale, aceasta si-a fuzionat hidrogenul din nucleu, transformandu-l in heliu, si continua sa fuzioneze hidrogen intr-un invelis din jurul nucleului. In acest stadiu, steaua si-a marit raza de 10 ori, iar suprafata sa s-a racit – aceasta a devenit o giganta rosie. Invelisul continua sa arda heliu, care se scufunda in nucleu, prin urmare, nucleul devine din ce in ce mai mare. Intrucat nu mai este generata caldura in interiorul nucleului, acesta nu mai are energie pentru a rezista gravitatiei si se contracta, iar cu cat devine mai greu, cu atat se contracta mai mult. In timpul acestui proces, nucleul se incalzeste pana cand atinge o temperatura critica de 100 de milioane de grade Kelvin, moment in care poate incepe sa arda heliu, transformadu-l in carbon si oxigen. Pentru a arde un element mai greu prin fuziune nucleara, este nevoie de temperaturi mai ridicate. Prin urmare, pentru a arde heliu, o stea trebuie sa fie mai fierbinte decat pentru a arde hidrogen, iar pentru a arde carbon si oxigen, steaua trebuie sa fie si mai fierbinte.

In cele din urma, steaua giganta isi transforma nucleul din heliu in elemente mai grele (carbon si oxigen in principal), construind un nucleu de carbon-oxigen. Intrucat este nevoie de o temperatura mai mare pentru a arde carbon si oxigen, la inceput, acest nucleu este prea rece pentru a arde aceste elemente si se contracta sub gravitatie.

Pe masura ce nucleul se contracta, arderea heliului continua intr-un invelis in jurul acestuia, depozitand si mai mult carbon si oxigen peste nucleu, astfel, straturile exterioare ale stelei se extind si se racesc si mai mult. Steaua se extinde pana la aproximativ 100 de ori raza initiala si devine o supergiganta. Stelele supergigante prezinta pulsatii pronuntate pe masura ce se extind si se contracta (aceste pulsatii se datoreaza instabilitatilor termice). Invelisul de ardere a heliului atinge temperaturi foarte ridicate si produce neutroni care sunt capturati de elementele grele din acest invelis, care produc elemente mai grele decat fierul. Multe dintre elementele mai grele decat fierul, cum ar fi strontiul si zirconiul, sunt create in interiorul stelelor supergigante.

Diagrama Hertzsprung-Russell, Foto: en.wikipedia.org
Diagrama Hertzsprung-Russell, Foto: en.wikipedia.org

Etapele de ardere ale diverselor elemente

Daca nucleul de carbon-oxigen devine suficient de fierbinte (atinge temperatura critica de 500 de milioane de grade Kelvin), acesta incepe sa arda carbon, convertindu-l in elemente mai grele (neon, sodiu, magneziu). Daca acest nucleu bogat in neon depaseste temperatura de 1 miliard de grade Kelvin, neonul este transformat in magneziu. La 2 miliarde de grade Kelvin, dupa arderea neonului, oxigenul este transformat in siliciu. Daca, dupa arderea siliciului, temperatura depaseste 3 miliarde de grade Kelvin, atunci siliciul este transformat in elemente si mai grele (sulf, argon, calciu, nichel) pana la fier, care este stabil si nu poate fi ars prin fuziune nucleara. Astfel, exista o succesiune de etape de ardere, fiecare incepand una dupa alta, tot mai adanc in nucleu pe masura ce temperatura se ridica, pana cand nucleul consta in principal din fier.

Citește și:  Ce stim despre Constelatia Circinus?

Doar cele mai grele supergigante finalizeaza toate etapele de ardere pana la fier. O stea relativ mica, asa cum este soarele nostru, isi va incheia viata cu un nucleu de carbon-oxigen. O stea care are peste 25 de mase solare va urma etapele de ardere in diverse perioade de timp, si anume: arderea hidrogenului va dura 7 milioane de ani, arderea heliului va dura 500 000 de ani, arderea carbonului va dura 600 de ani, arderea neonului va dura un an, arderea oxigenului va dura 6 luni, iar arderea siliciului va dura o zi. Prin contrast, o stea ca soarele nostru, cu o singura masa solara, va arde numai hidrogen timp de 9 miliarde de ani si nu ajunge niciodata in etapa de ardere a carbonului.

Pe masura ce steaua ajunge in etape de ardere a elementelor tot mai grele, durata de viata a acesteia se micsoreaza. Cand ajunge in stadiul final, unde are un nucleu de fier, steaua a ajuns la capatul vietii – aceasta nu mai are combustibil pe care sa il arda in nucleu si, desi are combustibil in straturile exterioare, acesta nu-i este de niciun ajutor, intrucat nucleul nu mai are energie pentru a rezista gravitatiei. Nucleul, care acum este foarte dens (cantareste 30 de milioane de kilograme pe metru cub), nu are nicio sursa de energie pentru a rezista propriului camp gravitational extrem de puternic si se prabuseste. Straturile exterioare explodeaza intr-o supernova uriasa care eclipseaza temporar o galaxie de cateva miliarde de stele. Daca supravietuieste, nucleul va deveni o stea neutronica sau o gaura neagra.

Luminozitatea supergigantelor

Luminozitatea unei stele supergigante este determinata de masa nucleului, nu de masa totala cum este in cazul stelelor de secventa principala. La sfarsitul etapei de ardere a heliului, aceste stele parasesc ramura giganta (unde erau gigante rosii) si se muta pe ramura giganta asimptotica din diagrama Hertzsprung-Russell. Luminozitatile foarte ridicate ale acestor stele se datoreaza dimensiunilor lor foarte mari (in ciuda faptului ca au straturi exterioare relativ reci si rosii). Invelisul exterior al materialului maturat de vanturile stelare formeaza un invelis dens de gaze de racire, care devine suficient de rece pentru ca particulele si moleculele de praf sa se poata forma, producand un invelis prafuit in jurul stelei. In cele din urma, intreaga atmosfera este aruncata in afara si se formeaza o nebuloasa planetara cu o pitica alba in centrul sau. Doar cele mai masive supergigante vor exploda in supernove.

VIDEO:

https://www.youtube.com/watch?v=iI5VZDYmHyQ

Nu uita să distribui dacă ți-a plăcut:
Loading...

LĂSAȚI UN MESAJ

Please enter your comment!
Please enter your name here

Acest sit folosește Akismet pentru a reduce spamul. Află cum sunt procesate datele comentariilor tale.