datorită pierderii de masă, apoi, stelele cu mase de pornire de până la cel puțin 8 msun (și poate chiar mai mult) își încheie probabil viața ca pitici albi. Dar știm că stelele pot avea mase la fel de mari ca 150 (sau mai mult) MSun. Ei au un alt fel de moarte în magazin pentru ei. După cum vom vedea, aceste stele mor cu un bang.

fuziunea nucleară a elementelor grele

după ce heliul din miezul său este epuizat (vezi evoluția stelelor mai masive), evoluția unei stele masive are un curs semnificativ diferit de cel al stelelor cu masă mai mică. Într-o stea masivă, greutatea straturilor exterioare este suficientă pentru a forța miezul de carbon să se contracte până când devine suficient de fierbinte pentru a fuziona carbonul în oxigen, neon și magneziu. Acest ciclu de contracție, încălzire și aprinderea unui alt combustibil nuclear se repetă de mai multe ori. După ce fiecare dintre combustibilii nucleari posibili este epuizat, nucleul se contractă din nou până când atinge o nouă temperatură suficient de ridicată pentru a fuziona nuclee încă mai grele. Produsele fuziunii carbonului pot fi transformate în continuare în siliciu, sulf, calciu și argon. Iar aceste elemente, atunci când sunt încălzite la o temperatură încă mai ridicată, se pot combina pentru a produce fier. Stelele masive trec prin aceste etape foarte, foarte repede. În stelele cu adevărat masive, unele etape de fuziune spre sfârșit pot dura doar luni sau chiar zile! Acesta este un strigăt departe de milioane de ani petrec în etapa principală secvență.

în acest stadiu al evoluției sale, o stea masivă seamănă cu o ceapă cu miez de fier. Pe măsură ce ne îndepărtăm de centru, găsim cochilii de temperatură descrescătoare în care reacțiile nucleare implică nuclee de masă progresiv mai mică—siliciu și sulf, oxigen, neon, carbon, heliu și, în final, hidrogen (Figura 1).

dar există o limită la cât timp poate continua acest proces de construire a elementelor prin fuziune. Fuziunea siliciului în fier se dovedește a fi ultimul pas în secvența producției de elemente neexplozive. Până în acest moment, fiecare reacție de fuziune a produs energie, deoarece nucleul fiecărui produs de fuziune a fost puțin mai stabil decât nucleele care l-au format. După cum sa discutat în soare: O centrală nucleară, nucleele ușoare renunță la o parte din energia lor de legare în procesul de fuziune în nuclee mai strâns legate și mai grele. Această energie eliberată menține presiunea exterioară în miez, astfel încât steaua să nu se prăbușească. Dar dintre toate nucleele cunoscute, fierul este cel mai strâns legat și, prin urmare, cel mai stabil.

s-ar putea să vă gândiți la această situație: toate nucleele mai mici vor să „crească” pentru a fi ca fierul și sunt dispuși să plătească (să producă energie) pentru a se îndrepta spre acest obiectiv. Dar fierul este un nucleu matur cu o bună stimă de sine, perfect conținut fiind fierul; este nevoie de plată (trebuie să absoarbă energia) pentru a-și schimba structura nucleară stabilă. Acesta este exact opusul a ceea ce s-a întâmplat în fiecare reacție nucleară până acum: în loc să furnizeze energie pentru a echilibra atracția interioară a gravitației, orice reacție nucleară care implică fier ar elimina o anumită energie din miezul stelei.

incapabilă să genereze energie, steaua se confruntă acum cu o catastrofă.

colaps într-o minge de neutroni

când reacțiile nucleare se opresc, nucleul unei stele masive este susținut de electroni degenerați, la fel ca o pitică albă. Pentru stelele care își încep evoluția cu mase de cel puțin 10 MSun, acest nucleu este probabil realizat în principal din fier. (Pentru stelele cu mase inițiale cuprinse între 8 și 10 MSun, miezul este probabil format din oxigen, neon și magneziu, deoarece steaua nu devine niciodată suficient de fierbinte pentru a forma elemente la fel de grele ca fierul. Compoziția exactă a miezurilor stelelor din acest interval de masă este foarte dificil de determinat din cauza caracteristicilor fizice complexe din miezuri, în special la densitățile și temperaturile foarte ridicate implicate.) Ne vom concentra pe nucleele de fier mai masive din discuția noastră.

în timp ce nu se generează energie în miezul piticii albe a stelei, fuziunea are loc încă în cochiliile care înconjoară miezul. Pe măsură ce cochilii își termină reacțiile de fuziune și nu mai produc energie, cenușa ultimei reacții cade pe miezul piticului alb, mărindu-și masa. După cum arată moartea stelelor cu masă mică, o masă mai mare înseamnă un nucleu mai mic. Miezul se poate contracta, deoarece chiar și un gaz degenerat este încă în mare parte spațiu gol. Electronii și nucleele atomice sunt, la urma urmei, extrem de mici. Electronii și nucleele dintr-un nucleu stelar pot fi aglomerate în comparație cu aerul din camera dvs., dar există încă mult spațiu între ele.

electronii la început rezistă să fie înghesuiți mai aproape, astfel încât miezul se micșorează doar o cantitate mică. În cele din urmă, însă, miezul de fier atinge o masă atât de mare încât nici electronii degenerați nu îl mai pot susține. Când densitatea ajunge la 4 1011 g/cm3 (400 miliarde de ori densitatea apei), unii electroni sunt de fapt strânși în nucleele atomice, unde se combină cu protonii pentru a forma neutroni și neutrini. Această transformare nu este ceva familiar din viața de zi cu zi, dar devine foarte importantă pe măsură ce un nucleu atât de masiv se prăbușește.

unii dintre electroni au dispărut acum, astfel încât miezul nu mai poate rezista masei zdrobitoare a straturilor suprapuse ale stelei. Miezul începe să se micșoreze rapid. Tot mai mulți electroni sunt acum împinși în nucleele atomice, care în cele din urmă devin atât de saturați de neutroni încât nu se pot ține de ei.

în acest moment, neutronii sunt stoarși din nuclee și pot exercita o nouă forță. Așa cum este valabil pentru electroni, se dovedește că neutronii rezistă puternic să fie în același loc și să se miște în același mod. Forța care poate fi exercitată de astfel de neutroni degenerați este mult mai mare decât cea produsă de electronii degenerați, deci, cu excepția cazului în care miezul este prea masiv, ei pot opri în cele din urmă colapsul.

aceasta înseamnă că miezul care se prăbușește poate ajunge la o stare stabilă ca o minge zdrobită făcută în principal din neutroni, pe care astronomii o numesc stea neutronică. Nu avem un număr exact (o „limită Chandrasekhar”) pentru masa maximă a unei stele neutronice, dar calculele ne spun că limita superioară de masă a unui corp format din neutroni ar putea fi de aproximativ 3 MSun. Deci, dacă masa miezului ar fi mai mare decât aceasta, atunci chiar degenerarea neutronilor nu ar putea opri miezul să se prăbușească în continuare. Steaua muribundă trebuie să ajungă ca ceva și mai extrem de comprimat, despre care până de curând se credea că este doar un singur tip posibil de obiect—starea de compactare finală cunoscută sub numele de gaură neagră (care este subiectul următorului nostru capitol). Acest lucru se datorează faptului că nu se credea că există nicio forță care ar putea opri un colaps dincolo de stadiul stelei neutronice.

colaps și explozie

când colapsul miezului unei stele cu masă mare este oprit de neutroni degenerați, miezul este salvat de la distrugerea ulterioară, dar se dovedește că restul stelei este literalmente spulberat. Iată cum se întâmplă.

colapsul care are loc atunci când electronii sunt absorbiți în nuclee este foarte rapid. În mai puțin de o secundă, un miez cu o masă de aproximativ 1 MSun, care inițial avea aproximativ dimensiunea Pământului, se prăbușește la un diametru mai mic de 20 de kilometri. Viteza cu care materialul cade spre interior atinge o pătrime din viteza luminii. Colapsul se oprește numai atunci când densitatea miezului depășește densitatea unui nucleu atomic (care este cea mai densă formă de materie pe care o cunoaștem). O stea neutronică tipică este atât de comprimată încât pentru a-și duplica densitatea, ar trebui să strângem toți oamenii din lume într-un singur cub de zahăr! Acest lucru ne-ar da valoarea unui cub de zahăr (în valoare de un centimetru cub) a unei stele neutronice.

nucleul degenerat de neutroni rezistă puternic compresiei ulterioare, oprind brusc colapsul. Șocul șocului brusc inițiază o undă de șoc care începe să se propage spre exterior. Cu toate acestea, acest șoc singur nu este suficient pentru a crea o explozie de stele. Energia produsă de materia care iese este absorbită rapid de nucleele atomice în straturile dense, suprapuse de gaz, unde descompune nucleele în neutroni și protoni individuali.

înțelegerea proceselor nucleare indică (așa cum am menționat mai sus) că de fiecare dată când un electron și un proton din miezul stelei fuzionează pentru a face un neutron, fuziunea eliberează un neutrino. Aceste particule subatomice fantomatice, introduse în soare: o centrală nucleară, transportă o parte din energia nucleară. Prezența lor este cea care lansează explozia finală dezastruoasă a stelei. Energia totală conținută în neutrini este imensă. În secunda inițială a exploziei stelei, puterea transportată de neutrini (1046 wați) este mai mare decât puterea emisă de toate stelele din peste un miliard de galaxii.

în timp ce neutrinii de obicei nu interacționează foarte mult cu materia obișnuită (i-am acuzat anterior că sunt de-a dreptul antisociali), materia din apropierea centrului unei stele care se prăbușește este atât de densă încât neutrinii interacționează cu ea într-o oarecare măsură. Ei depun o parte din această energie în straturile stelei chiar în afara miezului. Această intrare uriașă și bruscă de energie inversează căderea acestor straturi și le conduce exploziv spre exterior. Cea mai mare parte a masei stelei (în afară de cea care a intrat în steaua neutronică din miez) este apoi expulzată spre exterior în spațiu. După cum am văzut mai devreme, o astfel de explozie necesită o stea de cel puțin 8 MSun, iar steaua neutronică poate avea o masă de cel mult 3 MSun. În consecință, de cel puțin cinci ori masa Soarelui nostru este expulzată în spațiu în fiecare astfel de eveniment exploziv!

explozia rezultată se numește supernovă (Figura 2). Când aceste explozii se întâmplă în apropiere, ele pot fi printre cele mai spectaculoase evenimente celeste, așa cum vom discuta în secțiunea următoare. (De fapt, există cel puțin două tipuri diferite de explozii de supernove: tipul pe care l-am descris, care este prăbușirea unei stele masive, se numește, din motive istorice, o supernova de tip II. Vom descrie modul în care tipurile diferă mai târziu în acest capitol).

Tabelul 1 rezumă discuția de până acum despre ceea ce se întâmplă cu stelele și obiectele substelare de diferite mase inițiale la sfârșitul vieții lor. Ca atât de mult din înțelegerea noastră științifică, această listă reprezintă un raport de progres: este cel mai bun lucru pe care îl putem face cu modelele și observațiile noastre actuale. Limitele de masă corespunzătoare diferitelor rezultate se pot schimba oarecum pe măsură ce modelele sunt îmbunătățite. Există multe lucruri pe care nu le înțelegem încă despre detaliile a ceea ce se întâmplă atunci când stelele mor.

Tabelul 1: soarta finală a stelelor și a obiectelor Substelare cu mase diferite
masa inițială (masa Soarelui = 1)	starea finală la sfârșitul vieții sale
< 0,01	planetă
0,01 până la 0,08	pitică brună
0.08 la 0.25	pitică albă formată în mare parte din heliu
0.25 până la 8	pitică albă formată în mare parte din carbon și oxigen
8 până la 10	pitică albă din oxigen, neon și magneziu
10 până la 40	explozie supernovă care lasă o stea neutronică
> 40	explozie supernovă care lasă o gaură neagră

supernova dă și Supernova ia

după explozia supernovei, viața unei supernove masive a fost steaua se apropie de sfârșit. Dar moartea fiecărei stele masive este un eveniment important în istoria galaxiei sale. Elementele construite prin fuziune în timpul vieții stelei sunt acum „reciclate” în spațiu de explozie, făcându-le disponibile pentru a îmbogăți gazul și praful care formează noi stele și planete. Deoarece aceste elemente grele ejectate de supernove sunt critice pentru formarea planetelor și originea vieții, este corect să spunem că fără pierderi de masă din supernove și nebuloase planetare, nici autorii, nici cititorii acestei cărți nu ar exista.

dar explozia supernovei mai are o contribuție creativă de făcut, una la care am făcut aluzie în stele de la adolescență până la bătrânețe când am întrebat de unde provin atomii din bijuteriile tale. Explozia supernovei produce o inundație de neutroni energetici care se deplasează prin materialul în expansiune. Acești neutroni pot fi absorbiți de fier și de alte nuclee unde se pot transforma în protoni. Astfel, ele construiesc elemente care sunt mai masive decât fierul, inclusiv favoritele Terestre precum aurul și argintul. Acesta este singurul loc pe care îl știm unde pot fi făcuți atomi atât de grei precum plumbul sau uraniul. Data viitoare când purtați niște bijuterii de aur (sau dați unele iubitei dvs.), rețineți că acei atomi de aur au fost odată parte dintr-o stea care explodează!

când supernovele explodează, aceste elemente (precum și cele pe care steaua le-a făcut în perioade mai stabile) sunt ejectate în gazul existent între stele și amestecate cu acesta. Astfel, supernovele joacă un rol crucial în îmbogățirea galaxiei lor cu elemente mai grele, permițând, printre altele, elementele chimice care alcătuiesc planetele asemănătoare Pământului și blocurile de viață să devină mai frecvente pe măsură ce trece timpul (Figura 3).

supernovele sunt, de asemenea, considerate a fi sursa multor particule de raze cosmice de mare energie discutate în razele cosmice. Prinse de câmpul magnetic al galaxiei, particulele din stelele explodate continuă să circule în jurul vastei spirale a Căii Lactee. Oamenii de știință speculează că razele cosmice de mare viteză care lovesc materialul genetic al organismelor terestre de-a lungul a miliarde de ani ar fi putut contribui la mutațiile constante—modificări subtile ale codului genetic—care determină evoluția vieții pe planeta noastră. În toate modurile pe care le-am menționat, supernovele au jucat un rol în dezvoltarea noilor generații de stele, planete și viață.

dar supernovele au și o latură întunecată. Să presupunem că o formă de viață are nenorocirea de a se dezvolta în jurul unei stele care se întâmplă să se afle lângă o stea masivă destinată să devină o supernovă. Astfel de forme de viață se pot găsi stinse atunci când radiațiile dure și particulele de mare energie din explozia stelei vecine ajung în lumea lor. Dacă, așa cum speculează unii astronomi, viața se poate dezvolta pe multe planete în jurul stelelor de lungă durată (cu masă mai mică), atunci potrivirea propriei stele și planete a vieții poate să nu fie tot ceea ce contează pentru evoluția și supraviețuirea sa pe termen lung. Viața s-ar fi putut forma în jurul unui număr de stele plăcut stabile, doar pentru a fi șterse, deoarece o stea masivă din apropiere a devenit brusc supernovă. La fel cum copiii născuți într-o zonă de război se pot găsi victime nedrepte ale cartierului lor violent, viața prea aproape de o stea care devine supernovă poate cădea pradă faptului că s-a născut în locul nepotrivit la momentul nepotrivit.

care este o distanță sigură de explozie a unei supernove? Multe depind de violența exploziei particulare, de ce tip de supernovă este (vezi evoluția sistemelor stelare binare) și de ce nivel de distrugere suntem dispuși să acceptăm. Calculele sugerează că o supernovă la mai puțin de 50 de ani-lumină distanță de noi ar pune capăt cu siguranță întregii vieți de pe Pământ și că chiar și una la 100 de ani-lumină distanță ar avea consecințe drastice asupra nivelurilor de radiații de aici. O dispariție minoră a creaturilor marine în urmă cu aproximativ 2 milioane de ani pe Pământ ar fi putut fi cauzată de o supernovă la o distanță de aproximativ 120 de ani-lumină.vestea bună este că în prezent nu există stele masive care promit să devină supernove la 50 de ani lumină de soare. (Acest lucru se datorează în parte faptului că tipurile de stele masive care devin supernove sunt în general destul de rare. Steaua masivă cea mai apropiată de noi, Spica (în constelația Fecioarei), se află la aproximativ 260 de ani lumină distanță, probabil la o distanță sigură, chiar dacă ar exploda ca o supernovă în viitorul apropiat.

concepte cheie și rezumat

într-o stea masivă, fuziunea hidrogenului în miez este urmată de alte câteva reacții de fuziune care implică elemente mai grele. Chiar înainte de a epuiza toate sursele de energie, o stea masivă are un miez de fier înconjurat de cochilii de siliciu, sulf, oxigen, neon, carbon, heliu și hidrogen. Fuziunea fierului necesită energie (mai degrabă decât eliberarea acesteia). Dacă masa miezului de fier al unei stele depășește limita Chandrasekhar (dar este mai mică de 3 MSun), miezul se prăbușește până când densitatea sa o depășește pe cea a unui nucleu atomic, formând o stea neutronică cu un diametru tipic de 20 de kilometri. Miezul revine și transferă energia spre exterior, suflând straturile exterioare ale stelei într-o explozie de supernovă de tip II.

Glosar

stea neutronică: un obiect compact de densitate extrem de mare compus aproape în întregime din neutroni

supernova de tip II: o explozie stelară produsă la sfârșitul evoluției stelelor a căror masă depășește de aproximativ 10 ori masa Soarelui