Sfârșitul Soarelui
Articolul original este disponibil pe faculty.wcas.northwestern.edu
Explozia de Heliu
Începutul sfârșitului pentru un gigant roșu cu o masa ca cea a Soarelui nostru are loc foarte rapid. Pe măsură ce ”cenușa” de heliu continue să se adune în centrul acestuia, o fracție mai mare a acesteia ajunge în stare de degenerare electronică. Are loc un paradox aparent: în timp ce straturile externe ale gigantului roșu se extind într-un nor gigantic dar rarefiat, nucleul său se contractă formând sub această perdea un pitic alb. Temperatura și presiunea în nucleul Soarelui vor crește de zece ori față de valorile actuale. Iar aproximativ 1.2 miliarde de ani după finalizarea secvenței principale, în apogeul gloriei sale de gigant roșu, centrul nucleului de heliu al Soarelui va deveni suficient de masiv, dens și fierbinte, încât ceva incredibil se va întâmpla: în doar câteva minute, ”va lua foc” și ”va arde”.
Când temperatura din nucleu va atinge aproximativ 100 de milioane de grade, heliul va începe să fuzioneze în carbon printr-o reacție cunoscută ca procesul triplu-alfa, numit astfel pentru că, în cadrul acestuia, are loc convertirea a trei nuclee de heliu într-un nucleu de carbon. Aceasta generează o cantitate imensă de căldură. Totuși, spre deosebire de etapa când soarele era tânăr și nucleul său conținea materie normală, adăugarea acestui surplus de căldură heliului în stare de degenerare electronică nu cauzează dilatarea și răcirea acestuia. Precum am menționat când discutam mecanica cuantică, materia în stare de degenerare electronică se comportă mai mult ca un lichid decât un gaz atunci când o încălzești: temperatura acesteia crește brusc, dar nu are loc dilatarea. Cu alte cuvinte, mecanismul autoreglator care menține stelele din secvența principală într-o stare atât de stabilă (echilibrul hidrostatic) nu mai funcționează în materia aflată în stare de degenerare electronică. Dacă adaugi căldură unui pitic alb, el doar devine mai fierbinte.
Așa se întâmplă că procesul triplu-alfa este extrem de dependent de temperatură: dublarea temperaturii reacției o determină să se desfășoare de aproximativ un trilion de ori mai rapid! Astfel că, pe măsură ce heliul fuzionează și încălzește nucleul (care nu se poate dilata pentru a se răci) temperatura în creștere determină ca procesul de fuziune a heliului să aibă loc, în mod brusc, de milioane de ori mai rapid, ceea ce, foarte rapid, încălzește nucleul încă mai mult, iar aceasta, la rândul ei, determină fuziunea mult, mult mai rapidă a heliului...
Pe scurt, centrul nucleului de heliu explodează. Circa 6% din masa nucleului de heliu aflat în stare de degenerare electronică, care către momentul dat cântărește aproximativ 40% dintr-o masă solară, fuzionează în carbon pe parcursul a câteva minute. (Aceasta corespunde ”arderii” echivalentului în heliu a circa zece mase ale planetei noastre pe secundă). Din motive evidente, astronomii numesc acest fenomen explozia de heliu. Cam în perioada de timp necesară pentru prepararea unui sandviș cu pâine rumenită, această explozie generează tot atâta energie cât ar produce Soarele actual în 200 milioane de ani. În apogeul acestei explozii, nucleul Soarelui va avea, pentru o perioadă foarte scurtă, luminozitatea combinată a tuturor stelelor din galaxia Calea Lactee! Am putea presupune că o explozie de o asemenea magnitudine ar avea un impact dramatic asupra unui gigant roșu și într-adevăr așa e, într-o măsură anume, dar acest impact nu este totuși atât de brusc sau violent precum ne-am putea imagina.
Și aceasta pentru că noi tindem să subestimăm forța de gravitație. În comparație cu forța intimidantă a armelor nucleare, energia generată de căderea unor pietre nu pare prea impresionantă. În realitate însă, energia gravitațională a unor corpuri extrem de dense și extrem de mari este surprinzătoare – doar prejudecățile noastre, care izvorăsc din faptul că locuim pe o mărgea firavă și mică, care nu este nici masivă nici densă, ne fac să gândim altfel.
Să presupunem pentru un moment că Pământul este un corp mare și dens, chiar dacă e mai curând ca vata de zahăr când comparăm densitatea lui cu cea a unui pitic alb. Pentru a dilata Pământul la dimensiuni duble față de cele normale – adică pentru a ”ridica” masa planetei împotriva propriei forțe de gravitație până la dublarea diametrului său – ar fi necesară toată energia solară care ar ajunge la suprafața planetei (aproximativ 185 000 000 000 megawați) pe parcursul a 13 milioane de ani!
În timpul exploziei de heliu, nucleul degenerat al astrului se încălzește atât de mult încât se ”vaporizează”. Cu alte cuvinte, nucleele atomice încep să se miște atât de rapid încât pot să se desprindă și să părăsească nucleul stelei. Nucleul stelei revine înapoi la starea de gaz normal (incredibil de dens) și se dilată puternic. Energia gravitațională enormă necesară pentru dilatarea a 100,000 mase terestre din stare de degenerare până la un volum de câteva ori mai mare este aproximativ echivalentă cu energia eliberată de explozia de heliu. Altfel spus, aproape toată energia exploziei este absorbită de efortul titanic de ridicare de greutăți necesar pentru a eleva nucleul din condiția sa de pitic alb. În mod important, nicio fracțiune a acestei energii nu ajunge la suprafața gigantului roșu și într-adevăr, dacă ați urmări gigantul roșu cu ochiul liber în timpul acestei explozii de heliu, e puțin probabil că ați observa vreo schimbare.
Astfel, din perspectiva omului de rând, explozia de heliu este un spectacol dezamăgitor. Dintr-o perspectivă galactică însă, gigantul roșu a fost împușcat în inimă. Dilatarea bruscă a nucleului rezultă într-o răcire atât de pronunțată, încât poate fi asemănată cu instaurarea unei epoci glaciare. Răcirea duce imediat la o presiune mult mai joasă în stratul de ”ardere” a hidrogenului care înconjoară nucleul și prin urmare, la o reducere drastică a cantității de energie produse. Într-o perioadă de timp (probabil circa 10 000 de ani) care reprezintă practic o clipă comparativ cu durata de viață a aștrilor, diametrul și luminozitatea gigantului roșu scad la mai puțin de 2% din valorile precedente. Pentru stele de masa Soarelui, rezultatul exploziei de heliu este colapsul într-o stea galbenă-portocalie cu diametrul de vreo zece ori mai mare decât cel actual și cu o luminozitate de vreo 40 de ori mai mare. Este un regres impresionant.
Sfârșitul Soarelui
Ultimii circa 140 milioane de ani din viața Soarelui vor fi foarte complicați. După colapsul său, așa cum e ilustrat în Figura 1, Soarele se va restabili ca astru cu o sursă dublă de energie: va avea un nucleu din carbon-oxigen dens (dar nu în stare de degenerare electronică) înconjurat de un strat unde heliul va fuziona în carbon, iar deasupra acestuia – un alt strat unde hidrogenul va fuziona în heliu. (Oxigenul din nucleu este creat de un proces lent de fuziune dintre carbon și heliu la suprafața nucleului. În stelele mai masive, oxigenul poate, la rândul său, să fuzioneze cu heliul pentru a crea neon.) Fuziunea unui kilogram de heliu produce doar 9% din energia fuziunii unui kilogram de hidrogen, astfel că, în plan energetic, Soarele continue să rămână în mare parte un reactor pe bază de hidrogen. 90% din luminozitatea sa e datorată fuziunii hidrogenului.
În pofida acestui fapt, anume heliul ce înconjoară nucleul dictează cum va evolua Soarele. Soarele repetă mai mult sau mai puțin ceea ce a făcut în calitate de stea în etapele târzii ale secvenței principale, însă deja cu un amestec de carbon și heliu în nucleu în loc de un amestec de heliu și hidrogen. Pentru un timp, acesta atinge o stabilitate relativă și menține echilibrul hidrostatic în noua sa încarnare de subgigant galben-portocaliu. Stelele care se află în această fază a evoluției sunt uneori numite stele ”în secvența principală de heliu”. Din perspectiva vieții umane trecătoare, aștrii subgiganți par destul de calmi: binecunoscutul astru luminos Arcturus, a cărui lumină a fost folosită pentru a deschide Iarmarocul Mondial din Chicago din 1933, reprezintă o astfel de stea. Ea nu a suferit nicio schimbare detectabilă de la inventarea telescopului încoace.
Dar temperatura înaltă necesară pentru menținerea arderii heliului înseamnă că Soarele poate arde heliul doar într-un singur mod – foarte rapid. Nucleul fierbinte dictează la fel și arderea mai rapidă a hidrogenului. Ca stea în secvența principală, luminozitatea Soarelui se menține în jurul valorii de 1.0 L0 timp de circa nouă miliarde de ani înainte de a se mări până la 2.7 L0 către etapa finală. Spre deosebire, ca stea în secvența principală de heliu, luminozitatea Soarelui va fi de aproximativ 45 L0, atingând o valoare de 110 L0 către sfârșitul aceste etape. Nu tot atât de impresionant ca un gigant roșu, dar totuși, foarte strălucitor.
Pentru a menține stilul său de viață de astru subgigant, Soarele va fi nevoit să-și epuizeze combustibilul din nucleul de heliu de 100 de ori mai rapid decât ar fi cazul cu nucleul său de hidrogen (nucleul inițial). După doar o sută de milioane de ani în secvența principală de heliu, Soarele se va alătura din nou lumii giganților roșii din aceleași cauze ca și mai înainte. Dar nu poate fi vorba despre o ”explozie de carbon” echivalentă cu explozia de heliu descrisă anterior. Temperatura și presiunea care sunt necesare pentru a declanșa fuziunea carbon-carbon este prea mare pentru a putea fi atinsă de Soare, indiferent de cât de comprimat devine nucleul său, astfel că carbonul pur și simplu se acumulează și devine încă mai dens. Tendința pe care Soarele a demonstrat-o în prima iterație ca gigant roșu, când nucleul său s-a comprimat la valori ale densității caracteristice piticilor albi (chiar dacă straturile externe s-au umflat măsurând zeci de milioane de kilometri în diametru) este deja de neoprit. Soarele devine din nou un gigant roșu, de data aceasta, cu o luminozitate de peste 3,000 L0. Straturile sale externe se extind tot mai mult și mai mult spre exterior, depășind orbita lui Jupiter, chiar în timp ce nucleul său în stare de degenerare electronică devine în mod rapid mai masiv și de aceea, mai mic și mai dens.
În cele din urmă, va veni și ziua când cei doi își vor spune adio. Ultimele zile ale unui astru sunt extrem de complicate, pentru că în stratul de ardere a heliului și cel de ardere a hidrogenului arderea are loc cu o viteză diferită. Stratul de ardere a heliului, care e mai fierbinte și e caracterizat prin ardere mai rapidă, tinde să se extindă spre exterior înglobând stratul de ardere a hidrogenului, iar când asta se întâmplă, heliul se epuizează rapid, astfel că stratul de ardere a heliului se dezumflă rapid. Dar astrul gigant generează în scurt timp noi rezerve de heliu, care se adună la suprafața nucleului de pitic alb, până când acest heliu se aprind brusc într-un eveniment care pare o versiune miniaturală a exploziei de heliu. Această mini-explozie de heliu perturbă (întrerupe) arderea hidrogenului pentru o perioadă scurtă și ciclul continuă. În final, Soarele literalmente va muri în astfel de ”tuse”, pe măsură ce multiple aprinderi ale combustibilului și stingeri sufocate ale procesului de fuziune îi vor răvăși atmosfera.
În patru sau cinci explozii mari, la un interval de 100,000 de ani, straturile exterioare ale Soarelui se vor separa de nucleu și vor fi împrăștiate în toate direcțiile. Ele vor forma un nor enorm în expansiune, ce va depăși limitele sistemului solar și se va aventura spre exterior pentru a se alătura materiei interstelare. Aproximativ 45% din masa Soarelui va urma această soartă. Celelalte 55% ale masei Soarelui se vor comprima în scurt timp în nucleul alb-fierbinte și extrem de dens. Dacă cineva care ar urmări Soarele de departe, i-ar părea că acesta schimbă rapid culoarea din roșu în alb pe măsură ce învelișul gazos se disipează. (Prin ”rapid” se are în vedere desigur o perioadă de timp doar de câteva ori mai lungă decât vârsta piramidelor.)
Suprafața expusă a nucleului solar va fi atât de fierbinte (cel puțin 170,000 K), încât va emite mai multe raze X decât lumină vizibilă. (Stelele post-gigant roșu sunt cele mai fierbinți stele cunoscute, cu excepția stelelor de neutroni.) Luminozitatea acesteia va fi de 4,000 L0. Soarele va deveni o sursă de radiații de proporții cu adevărat galactice, energia sa luminând învelișul gazos din jur ca pe un mare semn de neon. Astfel de nori se numesc nebuloase planetare, un nume care generează confuzie datorat faptului că astronomii din secolul 18 le puteau cu greu desluși în telescoapele acelor timpuri și credeau că arată ca planetele. Ele se regăsesc printre cele mai spectaculoase imagini din astronomie. Fotografia atașată aici aparține nebuloasei cunoscute sub numele de NGC 6751, care este una din preferatele mele. Pata strălucitoare din centru este astrul post-gigant roșu (părintele nebuloasei).
În mod remarcabil, există și o stea chiar la limita de a-și arunca învelișurile externe și care poate fi văzută cu ochiul liber. E vorba de Mira, ”Cea Uimitoare”, după cum a fost numită de astronomii arabi din Evul Mediu și asta pentru că Mira variază destul de haotic pe parcursul unui ciclu de circa 330 de zile de la cea mai strălucitoare stea din constelație (Cetus, Balena) până la o stea complet invizibilă. Mira este unica stea cu denumire clasică pe care de regulă nu o poți vedea pe cer. Instrumentele moderne arată că Mira este un ”sac” foarte dilatat de gaz intens roșu care nu este nici pe aproape sferic și care, la 2,000 K, reprezintă și una din cele mai reci stele cunoscute. Atmosfera acesteia suferă ondulații complexe pe măsură ce fuziunea nucleară din interiorul ei gâfâie. De aici și oscilațiile sale. În doar vreo 500,000 de ani sau mai puțin, Mira va fi o nebuloasă planetară.
În ceea ce privește Soarele, fără de straturile externe care l-ar aproviziona cu hidrogen, acesta ar putea afișa nebuloasa sa spectaculoasă timp de doar câteva mii de ani - cât ai clipi din ochi, vorbind în termeni galactici. Ultimele rămășite de combustibil de pe nucleul dens în sfârșit vor arde și pentru prima oară în peste douăsprezece milioane de ani, Soarele nu va mai produce energie. Nebuloasa se va dispersa și va păli. Soarele va deveni un pitic alb, un pic mai mare ca Pământul, dar de 200,000 de ori mai masiv și timp de miliarde de ani ce vor urma, tot ce va face este să se răcească lent.
Read also: What is the most accurate website translation company?
Datorită densității lor enorme, timpul necesar ca piticii albi să se răcească este atât de lung încât nici chiar cei mai vârstnici din ei (12 miliarde de ani) nu au avut timp suficient să se răcească cu mult sub 5000 K. Acești ”pitici albi” foarte vechi ar trebui probabil numiți mai exact ”pitici albi-gălbui”, dar în orice caz, Calea Lactee nu conține ”pitici negri”. Toți cei aproximativ zece miliarde de pitici albi pe care galaxia noastră i-a produs de la Big Bang încoace încă mai luminează, oricât de slab.
În continuare: Cum Evoluează Stelele Mari
