Ca să spunem lucrurilor pe nume, fără stele pur și simplu nu am exista. De fapt, probabil că nu ar exista niciun fel de viață. Dar de ce sunt stelele atât de esențiale?

Răspunsul cel mai evident este, desigur, energia. Stelele produc prin fuziune nucleară energia necesară vieții. Dacă stelele nu s-ar fi format niciodată în Univers, ar domni un întuneric etern și temperaturi de neînchipuit de scăzute, apropiate de -273˚C. Soarele nostru eliberează miliarde de wați de putere și contribuie la încălzirea planetei Pământ, creând exact temperatura potrivită pentru apa lichidă și, prin urmare, pentru viață.

Dar poate și mai important este faptul că stelele creează multe dintre elementele esențiale pentru viață. Cele mai importante molecule din corpurile noastre sunt formate din carbon. Avem nevoie și de oxigenul din apă, de calciul din oase, de fierul din sânge și de multe altele. Toate aceste elemente sunt create în interiorul stelelor. Când stelele mor, aceste elemente sunt eliberate în spațiu, pentru a fi reasamblate în aproape tot ceea ce cunoaștem pe Pământ. Suntem cu toții făcuți, la propriu, din stele!

În cea mai mare parte a vieții lor, stelele ard hidrogen și fuzionează nuclee de hidrogen în nuclee de heliu. Există două căi diferite prin care se poate întâmpla acest lucru. Prima se numește lanțul pp, a doua se numește ciclul CNO.

Stelele care ard hidrogen se numesc stele din Secvența Principală, despre care am învățat în capitolul precedent. Soarele nostru este o stea din Secvența Principală, cea mai mare parte a energiei fiind creată prin lanțul pp, aproximativ 98,5%, iar restul de 1,5% prin ciclul CNO. Acest lucru este tipic pentru o stea cu masa Soarelui. Lanțul pp este procesul nuclear dominant pentru stelele din secvența principală cu mase de până la aproximativ o masă și jumătate din masa Soarelui nostru. Orice masă mai mare decât aceasta ar face ca ciclul CNO să devină dominant. Până acum, Soarele a ars aproximativ jumătate din hidrogenul din centrul său și are o vârstă de circa 4,5 miliarde de ani.

Lanțul pp începe întotdeauna cu două nuclee de hidrogen și produce heliu-4. Nucleele de hidrogen (care ar forma un atom de hidrogen dacă ar fi însoțite de un electron) sunt practic simpli protoni, p. Astfel, cei doi protoni fuzionează formând deuteriu, eliberând un pozitron și un neutrino în timp ce un proton se transformă în neutron. Deuteriul astfel obținut fuzionează apoi cu un alt proton, creând un izotop al heliului, heliu-3, și eliberând totodată un foton.

Acest lucru se petrece în toată steaua, așa încât există un număr relativ mare de nuclee de heliu-3 disponibile. De aici există, de fapt, trei căi diferite de a produce heliu-4. Lanțul ppI produce 86% din energia Soarelui. În acest proces, două nuclee de heliu-3 fuzionează și produc heliu-4, iar protonii rămași sunt eliberați pentru a face parte, în cele din urmă, dintr-o altă reacție a lanțului pp.

Lanțul ppII produce aproximativ 14% din energia Soarelui. În acest proces, unul dintre nucleele de heliu-3 se combină cu un nucleu de heliu-4 deja existent, producând beriliu-7 și un foton. Beriliul-7 este însă instabil și se dezintegrează prin captură electronică, adică se combină cu un electron formând litiu-7 și eliberând în acest proces un neutrino. În cele din urmă, litiul-7 se combină cu un nucleu de deuteriu și creează două nuclee de heliu-4.

Există și lanțul ppIII, responsabil doar pentru 0,02% din energia Soarelui. Aici, beriliul-7 instabil se combină cu un alt proton, formând bor-8 și un foton. Borul-8 este puternic instabil și se dezintegrează rapid formând un alt izotop instabil al beriliului, beriliu-8, eliberând ca produse secundare un pozitron și un neutrino. Beriliul-8 se dezintegrează la rândul său în două nuclee de heliu-4.

CNO vine de la „carbon-azot-oxigen”. În ciclul CNO aceste elemente acționează ca niște catalizatori pentru producerea heliului. Aici un proton fuzionează cu un nucleu de carbon-12, producând un nucleu instabil de azot-13 și un foton. Azotul-13 suferă o dezintegrare beta transformându-se în carbon-13, eliberând un pozitron și un neutrino. Apoi carbonul-13 fuzionează cu un alt proton formând azot-14 (și un foton), care la rândul său fuzionează cu încă un proton formând oxigen-15 (și un foton). Oxigenul-15 suferă însă o dezintegrare beta pozitivă, formând azot-15, un pozitron și un neutrino. În sfârșit, azotul-15 fuzionează cu un proton și se scindează imediat, formând un nucleu de heliu-4 și un nucleu de carbon-12, care poate porni apoi din nou întregul ciclu de la capăt.

Procesele nucleare care au loc în Soare, lanțul pp și ciclul CNO, creează numeroase produse despre care încă nu am vorbit. Evident, energia produsă constă mai ales din fotoni, pe care îi vedem ca lumină solară. Procesele nucleare produc însă și un număr mare de neutrini.

Fizicienii găsesc neutrinii extrem de intriganți: sunt particule cu totul neobișnuite. Neutrinii transportă multă energie, dar aproape că nu interacționează deloc cu materia. Nu au sarcină electrică și au o masă extrem de mică, aproape neglijabilă. Pot trece prin obiecte așa cum trece lumina soarelui printr-un geam curat. Neutrinii pot călători neîmpiedicați din centrul Soarelui până pe Pământ în aproximativ 8 minute.

Folosind aparatură incredibil de sofisticată, oamenii de știință au găsit modalități de a detecta acești neutrini în laboratoare subterane uriașe, ferite de orice radiație de la suprafață. Acest lucru le oferă cercetătorilor o cale de a înțelege ce se petrece în centrul Soarelui, acolo unde se creează aceste particule.

Peretele rezervorului de apă al detectorului de neutrini Super-Kamiokande din Japonia este căptușit cu mii de detectoare de fotoni, fiecare de mărimea unei mingi de plajă. Ocazional, un neutrino venit de la Soare interacționează cu o moleculă de apă, producând fotoni care sunt înregistrați de unul sau mai multe dintre aceste detectoare. Sursa imaginii: Kamioka Observatory, ICRR Tokyo

Oamenii de știință au prezis teoretic existența neutrinului cu mult înainte ca acesta să fie detectat și au reușit chiar să prevadă câți neutrini produce Soarele în fiecare secundă și câți dintre aceștia ar putea fi detectați pe Pământ. Când a fost realizat, în anii 1960, un experiment menit să confirme acest lucru, a apărut însă o discrepanță serioasă. Timp de mulți ani, cercetătorii au crezut că ceva nu este în regulă cu modelul nostru despre Soare, deoarece detectoarele de pe Pământ înregistrau doar între o treime și jumătate din numărul calculat de neutrini. Această discrepanță a fost numită problema neutrinilor solari.

Pentru a înțelege soluția acestei probleme, trebuie să ne dăm seama că există trei tipuri (sau arome) de neutrini: neutrini electronici, miuonici și tauonici. Reacțiile nucleare din centrul Soarelui produc doar neutrini electronici. Dacă presupunem însă că neutrinii electronici se pot transforma cumva în neutrini miuonici sau tauonici pe drumul dintre centrul Soarelui și Pământ, acest lucru ar explica neutrinii lipsă.

Până în 2002, detectoarele terestre de neutrini puteau vedea doar neutrini electronici. Neutrinii miuonici nu au putut fi detectați de niciunul dintre experimentele anterioare care funcționau din anii 1960. Abia în 2002 a devenit posibilă detectarea atât a neutrinilor electronici, cât și a celor miuonici, într-un nou detector, Sudbury Neutrino Observatory (SNO) din Canada. S-a demonstrat atunci experimental că neutrinii își pot schimba tipul și, mai mult, problema neutrinilor solari a fost rezolvată, deoarece suma dintre numărul de neutrini electronici detectați și numărul de neutrini miuonici detectați corespundea exact predicției făcute de modelul nostru despre Soare.

Această fotografie arată vasul de mari dimensiuni umplut cu apă grea din laboratorul subteran SNO din Canada. Acest experiment a permis detectarea atât a neutrinilor electronici, cât și a celor miuonici, rezolvând astfel problema neutrinilor solari. Sursa imaginii: Sudbury Neutrino Observatory.

Spre sfârșitul vieții unei stele din Secvența Principală, când aceasta rămâne fără hidrogen de ars, fuziunea hidrogenului încetează. Incapabil să producă energia necesară pentru a-și susține propria greutate, miezul stelei începe să se contracte, iar pe măsură ce se contractă presiunea și temperatura cresc.

În cele din urmă, miezul stelei devine suficient de fierbinte pentru a începe arderea heliului. Acest lucru face ca învelișul exterior să se dilate, dar, energia produsă fiind răspândită pe o suprafață mai mare, steaua se estompează de fapt și devine mai roșie. De aceea, stelele aflate spre sfârșitul vieții se numesc gigante roșii.

Fuziunea heliului are loc printr-un proces nuclear numit reacția triplu-alfa și produce carbon și oxigen ca produse secundare. Carbonul este esențial pentru viață, deoarece este capabil să formeze moleculele complexe necesare vieții (ADN, proteine). Același lucru este valabil pentru oxigen, deoarece viața are nevoie de molecule de apă, care conțin oxigen (H₂O). Acest lucru se poate observa ușor din faptul că viața este rară sau inexistentă acolo unde apa nu este disponibilă în cantități mari, ca în deșerturi sau pe planeta Marte.

Carbonul este creat prin arderea heliului într-un proces nuclear unic, așa-numita reacție triplu-alfa. Este un proces în doi pași, în care mai întâi două nuclee de heliu (particule alfa) se întâlnesc și formează beriliu-8 (⁸Be). În al doilea pas, o altă particulă alfa este încorporată în ⁸Be, rezultând un nucleu de carbon-12 (¹²C). Legătura dintre cele două particule alfa care alcătuiesc ⁸Be este însă foarte slabă, iar acestea se despart din nou extrem de repede (după circa 10^-16 s). Captura unei a treia particule alfa de către ⁸Be înainte de dezintegrarea sa este posibilă doar pentru că această captură este favorizată de o așa-numită rezonanță în ¹²C, care mărește enorm eficiența capturii celei de-a treia particule alfa.

Existența și proprietățile detaliate ale acestei rezonanțe au fost prezise de omul de știință britanic Fred Hoyle (1915–2001) pornind pur și simplu de la considerentul că, fără ea, producția de carbon în stele nu ar fi suficientă pentru a permite viața. La doar doi ani după predicția sa, această rezonanță a fost într-adevăr descoperită într-un experiment de laborator. Unicitatea procesului triplu-alfa se vede din faptul că acesta pare a fi singurul caz în care rezultatul unui experiment de laborator a fost prezis corect pe motivul că, altfel, noi nu am exista.

Sir Fred Hoyle este cunoscut pentru o serie de teorii și ca autor de literatură științifico-fantastică. El considera însă că universul se află într-o „stare staționară” și că se extinde datorită creării de materie nouă, și nu conform teoriei „Big Bang”, larg acceptată. În mod ironic, el a inventat termenul „Big Bang” într-una dintre lucrările sale în care critica teoria. Inițial, termenul se voia o ironie la adresa teoriei, dar susținătorii ei au hotărât că este de fapt foarte potrivit și l-au păstrat.

Predicția și apoi descoperirea rezonanței ¹²C a lui Fred Hoyle au sprijinit puternic o altă teorie a sa: ipoteza nucleosintezei stelare, care susține că toate elementele chimice naturale se formează din hidrogen în interiorul stelelor.

Când heliul se epuizează în centrul unei stele, miezul stelei se contractă din nou, crescând temperatura și densitatea astfel încât acum poate arde carbonul. Acest mecanism de contracție și aprindere a unui alt combustibil ori de câte ori combustibilul precedent se epuizează se repetă și duce la faze de ardere succesive, în care produsele arderii precedente sunt combustibilii fazelor următoare. Au loc următoarele faze de ardere avansată, producând elemente tot mai grele: carbon, oxigen, neon și siliciu. Arderea siliciului, care produce în principal fier, este ultima fază de ardere dintr-o stea. După aceea, arderea nucleară nu mai poate produce energie, deoarece fuziunea fierului și a nucleelor mai grele decât fierul nu eliberează energie.

Imaginea arată miezul unei stele masive la sfârșitul arderii siliciului. Raza tipică a miezului ar fi ~R_Pământ, în timp ce raza învelișului ar fi ~5 UA. Sursa: Richard Pogge, OSU.

Arderea nucleară din centrul stelelor este însoțită de arderea în pături. Procesele de ardere în pături sunt asemănătoare fazelor de ardere centrală precedente și au loc simultan cu arderea centrală avansată, în pături sferice din jurul centrului, unde temperatura și densitatea nu sunt la fel de mari, dar unde există încă combustibil nuclear mai ușor. De exemplu, când miezul unei stele fuzionează carbon pentru a produce oxigen, pătura mai conține încă heliu rămas. Energia produsă de miezul în care fuzionează carbonul încălzește pătura până când aceasta devine suficient de fierbinte pentru a arde heliul. Heliul fuzionează formând carbon, care, fiind greu, cade în miez și furnizează astfel mai mult combustibil.

Nu toate stelele pot crea lista completă de elemente enumerate mai sus. Cu cât steaua este mai mare, cu atât temperatura pe care o poate atinge miezul este mai ridicată și cu atât este mai probabil ca ea să poată produce elementele grele. Soarele nostru, de exemplu, nu este deosebit de mare. În acest moment fuzionează hidrogen pentru a produce heliu, iar spre sfârșitul vieții va reuși probabil să fuzioneze heliul și să producă un miez de carbon; este însă puțin probabil să atingă temperaturile necesare pentru fuziunea carbonului.

În stelele cu masa mai mică de 8 mase solare pot avea loc doar arderea hidrogenului și a heliului, deoarece miezul stelei nu atinge niciodată temperatura și densitatea necesare pentru aprinderea unei alte faze de ardere. După încheierea procesului de ardere a heliului, rămân doar cele 2 pături exterioare – hidrogen la margine, heliu ceva mai în interior – și miezul stelei. Miezul este format din carbonul și oxigenul produse în reacția triplu-alfa. Apoi pulsațiile și vânturile stelare puternice fac ca straturile exterioare să fie suflate în spațiu, creând o nebuloasă planetară și lăsând în urmă o pitică albă.

În stelele cu masa mai mare de 8 mase solare, procesele nucleare pot continua mult mai mult timp, până la arderea siliciului, lăsând un miez de fier. Când aceasta se încheie, steaua nu își mai poate susține propria greutate, iar păturile exterioare cad rapid spre interiorul stelei, apoi ricoșează din miezul dens într-o undă de șoc puternică, ceea ce duce la explozia caracteristică a unei supernove de tip II, care lasă în urmă o stea neutronică.

Prin aceste vânturi și explozii, elementele proaspăt create în stele sunt împrăștiate în spațiu sub formă de nori de gaz și praf. Astfel, stelele sunt ca niște fabrici care produc elementele ce constituie materialele de construcție pentru noi stele, planete și, în cele din urmă, pentru noi, oamenii.

Prin nebuloase planetare (stânga) și supernove (dreapta), elementele create în stele sunt împrăștiate în spațiu. Sursa imaginilor: NASA

Cel mai greu element pe care îl pot crea stelele este fierul, prin procese de fuziune nucleară care produc noul element și eliberează energie. Pentru elementele mai grele decât fierul, componentele sunt însă mai puțin dispuse să rămână împreună. De exemplu, dacă un proton încărcat pozitiv ar încerca să fuzioneze cu un nucleu pozitiv, deoarece au aceeași sarcină și se resping reciproc, un astfel de proces ar consuma de fapt energie în loc să producă energie. Pentru a atinge energii suficient de mari pentru a învinge aceste forțe de respingere sunt necesare, așadar, temperaturi din ce în ce mai ridicate.

Așadar, cum sunt create elemente mai grele, precum aurul și uraniul?

Ei bine, unele dintre aceste probleme sunt evitate atunci când luăm în considerare neutronii. Neutronii nu au sarcină, așa că pot fuziona cu un nucleu fără a fi nevoiți să învingă respingerea electrică. Dacă nucleele capturează neutroni, se pot crea nuclee mai bogate în neutroni. Dacă un nucleu se umple prea tare de neutroni, unii dintre neutroni se transformă în protoni prin dezintegrare beta. Astfel se produc elementele mai grele.

Acestea pot avea loc însă doar în condiții foarte specifice. Există două procese care împreună formează ceea ce se numește nucleosinteză stelară (producerea nucleelor în stele).

Procesul lent sau procesul s: Acest proces are loc în timpul arderii heliului în gigantele roșii. În această fază există o abundență de neutroni, care sunt capturați de alte nuclee. Procesul este lent deoarece se produc relativ puțini neutroni și trec milioane de ani până când se produce o cantitate apreciabilă de elemente grele. Astfel se produc elemente precum zirconiul, folosit ca piatră prețioasă sau în catalizatori. Elementele produse pe această cale sunt de obicei stabile, deoarece procesul este suficient de lent încât să permită nucleelor să se dezintegreze până la stabilitate înainte de a captura un alt neutron.

Procesul rapid sau procesul r: Acest proces are loc în timpul fazei de supernovă de tip II. În acest caz, neutronii sunt produși prin unirea protonilor cu electronii (captura electronilor de către protoni). Este rapid, deoarece se produce un număr mare de neutroni și sunt necesare doar câteva secunde pentru a forma o cantitate semnificativă de elemente grele. Astfel se formează elemente precum uraniul și aurul. Noile elemente se formează mult mai repede decât poate avea loc dezintegrarea nucleară, așa că adesea elementele produse pe această cale sunt instabile.

Razele cosmice care vin din spațiul cosmic au fost primele particule de înaltă energie studiate vreodată. Câteva raze cosmice trec prin corpul dumneavoastră în fiecare secundă, oriunde v-ați afla. Este dificil de stabilit originea exactă a razelor cosmice, deoarece ele vin din toate direcțiile. Multe provin de la Soarele nostru, altele au fost probabil emise de supernove. Razele cosmice care lovesc stratul exterior al atmosferei sunt în principal protoni rapizi, de înaltă energie. În goana lor spre Pământ, ei se ciocnesc de atomii din aer (mai ales azot și oxigen), creând particule noi care se revarsă spre suprafața Pământului. Cele mai multe dintre aceste particule noi sunt izotopi instabili.

Una dintre cele mai intrigante povești din istoria fizicii nucleare a fost descoperirea, în 1972, a unui reactor nuclear natural situat în Africa.

Măsurători de rutină efectuate pe probe de UF₆ din mina Oklo, din Gabon, Africa Centrală, au arătat o discrepanță în cantitatea izotopului ²³⁵U față de uraniul din alte mine. Concentrațiile mai scăzute și prezența altor izotopi, precum neodimul și ruteniul, sugerau că avusese loc o reacție nucleară. Situația era derutantă, iar unii au speculat chiar că aceste produse reziduale ar fi fost lăsate de o civilizație extraterestră care ar fi depozitat acolo deșeurile radioactive provenite de la motoarele navei sale spațiale.

În cele din urmă s-a descoperit că uraniul natural fusese concentrat în roci de procese geologice până la concentrații atât de mari încât reacțiile nucleare în lanț au putut porni de la sine în urmă cu aproximativ două miliarde de ani și s-au menținut timp de până la 1 milion de ani.

După Big Bang, în urmă cu aproximativ 13,7 miliarde de ani (stânga sus în imaginea de mai jos), Universul era alcătuit dintr-un gaz: hidrogen și heliu pur, fără alte elemente (sus, la mijloc). Regiunile mai dense ale acestui gaz s-au prăbușit în cele din urmă sub propria gravitație și au produs stele (dreapta, la mijloc). Stelele produc elemente (cel mai greu fiind fierul, pentru majoritatea stelelor) în decurs de milioane până la miliarde de ani (jos). La sfârșitul vieții lor, stelele împrăștie în spațiu elementele create, prin nebuloase planetare și supernove. Elementele mai grele decât fierul sunt produse în timpul supernovelor (stânga, la mijloc). Elementele eliberate formează noi stele, iar procesul continuă. Acest ciclu s-a petrecut de mai multe ori înainte ca Soarele și planetele să se formeze (dreapta sus). Sistemul solar conține elemente create în generații anterioare de stele. Sursa imaginii: Behacker & Partner