Deși stelele sunt obiecte inanimate, tindem să le descriem etapele evoluției ca și cum ar fi vii. La fel ca noi, se nasc, trăiesc și apoi mor. Desigur, durata lor de viață este mult mai lungă decât a noastră și pot „trăi" miliarde de ani. Pe parcursul vieții lor, stelele produc cantități monumentale de energie prin procese nucleare din interiorul lor, conferindu-le strălucirea lor caracteristică. Să începem deci de la început. De unde vin stelele?

Materia nu este distribuită uniform în spațiu. Între golurile vidului, există regiuni de nori de gaz și praf, numite mediul interstelar, care sunt mai dense decât împrejurimile. De obicei, energia cinetică a particulelor norilor este echilibrată de forța gravitațională a norului. Cu toate acestea, dacă norul este perturbat, poate de o supernovă din apropiere, echilibrul se rupe și norul poate deveni mai dens în anumite zone.

Când ating o anumită masă critică, părțile cele mai dense ale norului se pot contracta sub influența propriei atracții gravitaționale, determinând fragmentarea norului în secțiuni mai mici și mai dense. Acest proces durează câteva milioane de ani. Pe măsură ce norul se contractă, temperatura și densitatea cresc. În cele din urmă, noul obiect capătă o formă sferică și devine ceea ce se numește o protostea. Datorită atracției sale gravitaționale, materia din nor continuă să cadă în el, ridicând continuu temperatura și densitatea până când devin atât de mari încât reacțiile nucleare încep, unde hidrogenul fuzionează pentru a forma heliu. O nouă stea s-a născut.

În centrul acestui nor de gaz și praf numit nebuloasa Omega se formează continuu stele noi. Sursă: NASA

Majoritatea stelelor se nasc în brațele unei galaxii spiralate, unde există mai mult gaz și praf. Uneori, mai multe stele se pot forma în același nor molecular și avem ceea ce este cunoscut sub numele de un roi stelar. Există două tipuri de roiuri: roiurile deschise, care tind să conțină câteva sute de stele relativ tinere și fierbinți, destul de răspândite, și roiurile globulare, care tind să conțină mii de stele mult mai vechi, mai strâns grupate.

Cu excepția Soarelui, majoritatea stelelor sunt extrem de îndepărtate. Cea mai apropiată stea, Proxima Centauri, se află la 4,24 ani-lumină distanță. Aceasta înseamnă că atunci când astronomii observă stelele, este dificil să vadă exact ce se întâmplă. Ei observă în principal două lucruri: luminozitatea stelei și culoarea ei.

Când astronomii vorbesc despre luminozitatea unei stele, ei înțeleg prin aceasta magnitudinea absolută, adică luminozitatea reală a unei stele și nu luminozitatea aparentă, care ar depinde de cât de departe se află de noi. Aceasta se măsoară în mod normal pe o scară logaritmică față de Soarele nostru: de exemplu, dacă o stea are o luminozitate de 1, atunci are aceeași luminozitate ca Soarele nostru. Culoarea unei stele este legată de temperatura sa de suprafață: stelele „mai fierbinți" par mai albastre decât stelele mai reci, care sunt roșiatice.

Se poate crea un grafic bidimensional cu temperaturile de suprafață ale stelelor față de luminozitatea lor. Graficul ar putea arăta ca cel de aici, din dreapta.

Acesta este probabil cel mai important diagram din astronomie: Diagrama Hertzsprung-Russell, numită după cei doi astronomi care au desenat-o pentru prima dată. Pe axa orizontală se află temperatura de suprafață, crescând de la dreapta la stânga, iar pe axa verticală se află producția de energie sau luminozitatea stelei.

Interesant este că stelele din diagrama Hertzsprung-Russell nu sunt distribuite uniform. În schimb, formează un model foarte distinct. Majoritatea stelelor se află pe o bandă din colțul din stânga sus al diagramei (stele mari, strălucitoare, fierbinți) până în colțul din dreapta jos (stele mici, slabe, reci). Aceasta se numește Secvența Principală. În dreapta sus a diagramei se află stele foarte mari, strălucitoare dar reci, pe care le numim Giganți Roșii, iar în colțul din stânga jos se află Piticele Albe, stele mici, slabe, dar extrem de fierbinți.

Timp de aproximativ 90% din viața unei stele, aceasta va fi relativ stabilă și va avea aproximativ aceeași luminozitate, temperatură de suprafață și dimensiune. În acest punct al evoluției sale, steaua se află în echilibru hidrostatic. Prin urmare, poziția sa în diagrama Hertzsprung-Russell nu se schimbă. În această stare, steaua este o stea de pe Secvența Principală: Soarele nostru este un exemplu clasic. Acestea variază de la stele fierbinți și strălucitoare în stânga sus a diagramei Hertzsprung-Russell până la cele mai reci și mai slabe în dreapta jos. Stelele pot rămâne în această fază pentru o perioadă foarte lungă de timp. Cu toate acestea, scările de timp pentru stele nu sunt toate la fel. Stelele mai mari tind să-și ardă combustibilul mult mai repede și, prin urmare, să îl epuizeze mult mai rapid. Stelele mai mici nu au nevoie să utilizeze atât de multă energie pentru a-și contrabalansa gravitația și, prin urmare, au vieți mai lungi.

Etapele vieții unei stele sunt definite de cât de mult și ce tip de combustibil are steaua. Pe durata Secvenței Principale, stelele folosesc hidrogenul drept combustibil. Când hidrogenul începe să se epuizeze, steaua produce mai puțină energie pentru a-și susține greutatea și nucleul începe să se contracte. Aceasta crește temperatura și densitatea în nucleu, iar luminozitatea stelei crește ca urmare. Prin căldura sporită eliberată, raza stelei crește de 100 până la 1000 de ori față de dimensiunea sa originală, dar cu o suprafață mai mare de încălzit și mai puțin combustibil pentru a face acest lucru, temperatura de suprafață poate scădea cu până la 50%, iar steaua devine mai roșiatică. Astfel de stele se numesc Giganți Roșii. În diagrama Hertzsprung-Russell, aceștia se află în colțul din dreapta sus.

Pentru stelele mici (adică mai puțin de 8 ori masa Soarelui), la sfârșitul fazei de Gigant Roșu, steaua nu se poate contracta suficient pentru a genera temperaturile necesare pentru fuziunea nucleară ulterioară. Fără procese nucleare care să o alimenteze, straturile exterioare ale stelei devin instabile și vântul stelar produs de stea le suflă. De pe Pământ, putem vedea aceasta ca niște nori uriași și colorați care se îndepărtează rapid de stea, lăsând în urmă doar nucleul stelei. Acest nor care se îndepărtează de stea se numește nebuloasă planetară.

Nebuloasa Helix este un exemplu de nebuloasă planetară suflată de Pitica Albă rămasă în urmă, încă vizibilă în centrul fotografiei (Sursă: NASA). O nebuloasă planetară se numește astfel nu pentru că ar avea vreo legătură cu planetele, ci pentru că astronomii din epocile anterioare nu o puteau observa prea bine și arăta ca o sferă neclară — un pic ca o planetă.

Nucleul rămas este mic dar foarte dens și fierbinte. Sunt numite Pitice Albe după dimensiunile lor mici, dar suprafața lor albă-incandescentă. Sunt atât de dense încât doar o linguriță din materialul lor ar cântări cât un elefant pe Pământ. Piticele Albe se află în colțul din stânga jos al diagramei Hertzsprung-Russell. Pentru stelele mici ca Soarele nostru, nucleul rămas va fi compus din carbon (și puțin oxigen), dar pentru stelele mai mari ar putea fi compus din neon.

Aceste stele nu mai fuzionează materiale, deci vor pierde căldura în timp. În cele din urmă, se vor stinge și vor deveni Pitice Maro.

Așa cum am văzut, există multe tipuri diferite de stele și ele pot varia enorm. Cea mai evidentă diferență dintre ele este dimensiunea. Imaginea de mai jos arată câteva stele din galaxia noastră. Există trei giganți roșii: Antares, Betelgeuse și Aldebaran. Rigel este o supergigantă albastră. Sirius este o stea de pe Secvența Principală, dar mai mare decât Soarele nostru — arătat ca un punct mic în stânga jos, minuscul în comparație cu celelalte. Piticele Albe sunt atât de mici încât nu pot fi reprezentate la scară în această imagine. Sursă: NASA.

Pentru stelele cu o masă mai mare de 8 ori masa Soarelui nostru, moartea este semnalată de o explozie gigantică: în prima secundă poate fi la fel de strălucitoare ca o galaxie întreagă cu sute de miliarde de stele. Astfel de explozii se numesc Supernove de Tip II.

După o supernovă, în funcție de masa stelei originale, există două posibile rezultate pentru nucleul stelei. Pentru stelele mai mici, nucleul devine o Stea de Neutroni. Cu toate acestea, dacă nucleul stelei are o masă mai mare de aproximativ 2,5 ori cea a Soarelui, ceea ce rămâne este un Gaură Neagră.

Punctul luminos al acestei fotografii este explozia supernovei din 1987 care are loc în Norul Magellan la aproximativ 156.000 de ani-lumină de noi.

Chiar dacă explozia stelară a avut loc în jurul anului 166.000 î.Hr., ea a fost observată de noi pe 23 februarie 1987. SN 1987A a fost una dintre cele mai strălucitoare explozii stelare de la inventarea telescopului, cu mai bine de 400 de ani în urmă. Sursă: NASA/HUBBLE

În timpul unei supernove, toată materia se contractă în nucleul stelei care explodează. Aceasta înseamnă că protonii și electronii sunt comprimați împreună atât de strâns încât devin neutroni. Există o limită la cât de mult pot fi comprimați neutronii și, în cele din urmă, nucleul se oprește din contracție și se formează o Stea de Neutroni.

Stelele de Neutroni sunt compuse doar din neutroni și au o rază de numai aproximativ 10 km. Cu toate acestea, o Stea de Neutroni este atât de densă încât o singură linguriță din materialul ei are aproximativ de 20 de ori masa Marii Piramide din Giza. De fapt, Stelele de Neutroni sunt cele mai dense obiecte pe care le cunoaștem. Multe stele de neutroni se rotesc rapid, cu perioade cuprinse între câteva milisecunde (1/1000 secunde) și câteva secunde. Această rotație generează unde radio care sunt observate de radioastronomi ca impulsuri ascuțite și regulate, iar o astfel de Stea de Neutroni se numește Pulsar. Mai mult de 400 de astfel de Pulsari au fost găsiți de la prima descoperire a primei Stele de Neutroni în 1967.

Cel mai cunoscut Pulsar se află în centrul Nebuloasei Crabului. Nebuloasa Crabului este un nor creat într-o explozie de supernovă observată de astronomii chinezi în 1054 d.Hr. Nebuloasa Crabului se extinde de atunci. În centrul acestui nor se află un pulsar, adică o Stea de Neutroni care se rotește de aproximativ 30 de ori pe secundă. Sursă: NASA

Pentru a crea o Gaură Neagră, nucleul stelei trebuie să aibă o masă de mai mult de 2,5 ori cea a Soarelui. La astfel de mase mari, forța gravitațională a nucleului este atât de mare încât, atunci când materialul stelei se prăbușește rapid în interior, forța de repulsie dintre neutroni nu poate să o contracareze. Materia continuă să cadă, creând un obiect din ce în ce mai dens, până când devine în cele din urmă o Gaură Neagră.

O Gaură Neagră este o regiune din spațiu în care este concentrată atât de multă masă (deci gravitație) încât nimic — nici măcar lumina — nu poate scăpa din ea. Aceasta este cunoscută drept singularitate, deoarece toată materia este concentrată într-un singur punct. Deoarece nicio lumină nu poate scăpa din ea, găurile negre par… negre. Aceasta înseamnă că astronomii nu le pot vedea. Cu toate acestea, ele pot fi detectate observând creșterea de temperatură a materiei din jur, când aceasta se spiralează și este înghițită de Gaura Neagră. Aceste Găuri Negre au de obicei mase cuprinse între aproximativ 4 și 10 ori masa Soarelui.

Cu toate acestea, există și alte tipuri de Găuri Negre. Astronomii au descoperit și Găuri Negre Supermasive (GNS), care au mase de milioane de ori mai mari decât ale Soarelui nostru. Acestea au fost găsite în centrul galaxiilor. Există chiar una în centrul propriei noastre galaxii. Se numește Sagittarius A* și masa sa este de aproximativ 4 milioane de ori cea a Soarelui. Unele GNS creează jeturi puternice numite quasari.

Impresie artistică a unui quasar îndepărtat din Universul timpuriu. Gazul dens din jur, praful și chiar stelele produc strălucirea quasarului când sunt absorbite de GNS. Sursă: NASA

Quasarii pot emite energia a sute de galaxii dintr-o zonă care nu este mult mai mare decât sistemul nostru solar. Quasarii se găsesc numai foarte departe și s-au format când Universul era mult mai tânăr și densitatea materiei din jurul GNS era mult mai mare. Găurile Negre rămase acum în centrul galaxiilor au absorbit deja cea mai mare parte a materiei din jurul lor și, prin urmare, produc mult mai puțină energie.

În mod surprinzător, povestea nu se oprește aici: astronomii au găsit încă un tip de Gaură Neagră — gaura neagră intermediară, cu mase de sute de ori mai mari decât cea a Soarelui nostru. Aceasta este o descoperire destul de recentă și astronomii nu sunt complet siguri cum să o interpreteze. În timp ce studiile par să le dovedească existența, nimeni nu poate explica cum sunt create, deoarece par mult prea mari pentru a rezulta din stele!

Majoritatea stelelor nu sunt stele singulare ca Soarele nostru, ci sunt așa-numitele sisteme binare formate din două stele. Se poate întâmpla că una dintre aceste stele a devenit deja o Pitică Albă, în timp ce cealaltă este încă un Gigant Roșu. În acest caz, materia este acretată, adică transferată continuu de la Gigantul Roșu la Pitica Albă. În funcție de rata de depunere a materiei pe suprafața Piticei Albe, există două posibile rezultate.

Materia depusă pe suprafața Piticelor Albe explodează. O astfel de explozie se numește novă (în latină aceasta înseamnă „nouă"), deoarece pare că a apărut o nouă stea pe cer. Aproximativ în fiecare an se observă zeci de astfel de nove numai în Calea Lactee. Steaua este strălucitoare timp de câteva zile sau săptămâni înainte de a se stinge din nou. Au fost observate și nove recurente, cu intervale de repetiție de ani sau decenii.

Departe, o stea a explodat ca o supernovă de tip I. Este vizibilă ca punctul luminos în stânga jos, apărută la periferia unei galaxii (Sursă imagine: NASA). Aceasta este a doua posibilitate: Pitica Albă poate exploda într-o explozie gigantică, numită supernovă de tip I. Aceste supernove pot apărea la fel de des și pot fi la fel de strălucitoare ca supernovele de tip II: pot avea strălucirea a sute de miliarde de stele.