Mažos masės žvaigždės: Raudonieji milžinai ir baltieji nykštukai

Stele cu masă mică: Gigantii roșii și piticii albi

Calea evolutivă urmată de stelele de tip solar după epuizarea hidrogenului din nucleu, terminând ca pitici albi compacți

Când o stea de tip solar sau altă stea de masă mică (aproximativ ≤8 M⊙) își încheie viața pe secvența principală, nu explodează ca supernova. În schimb, urmează o cale mai blândă, dar totuși dramatică: se extinde într-un gigant roșu, aprinde heliul în nucleul său și în cele din urmă elimină straturile exterioare, lăsând în urmă un pitic alb compact. Acest proces determină soarta majorității stelelor din univers, inclusiv a Soarelui nostru. Mai jos vom examina fiecare etapă a evoluției unei stele de masă mică după secvența principală, dezvăluind cum aceste schimbări rearanjează structura internă, radiația și destinul final al stelei.

1. Prezentare generală a evoluției stelelor de masă mică

1.1 Limitele de masă și timpii de viață

Stelele considerate „de masă mică” au în general mase între aproximativ 0,5 și 8 mase solare, deși limitele exacte depind de detaliile aprinderii heliului și de masa finală a nucleului. În acest interval de masă:

  • Supernova prin colapsul nucleului este foarte puțin probabilă; aceste stele nu sunt suficient de masive pentru a forma un nucleu de fier care să se contracte ulterior.
  • Rămășițele piticilor albi sunt rezultatul final.
  • Durata lungă a vieții pe secvența principală: Stelele cu masă mai mică, în jur de 0,5 M⊙, pot petrece zeci de miliarde de ani pe secvența principală, iar o stea de 1 M⊙, ca Soarele, aproximativ 10 miliarde de ani [1].

1.2 Evoluția după secvența principală pe scurt

După epuizarea hidrogenului din nucleu, steaua trece prin mai multe etape importante:

  1. Arderea hidrogenului în stratul înconjurător: Nucleul de heliu se contractă, iar stratul de ardere a hidrogenului împinge straturile exterioare spre gigantul roșu.
  2. Aprinderea heliului: Când temperatura nucleului crește suficient (~108 K), începe sinteza heliului, uneori exploziv – așa-numitul „fulger de heliu”.
  3. Ramura gigantă asimptotică (AGB): Etape ulterioare de ardere, inclusiv arderea heliului și a hidrogenului în straturile de deasupra nucleului de carbon-oxigen.
  4. Expulzia nebuloasei planetare: Straturile exterioare ale stelei sunt eliminate ușor, formând o nebuloasă frumoasă și lăsând în urmă nucleul ca un pitic alb [2].

2. Faza gigantului roșu

2.1 Ieșirea din secvența principală

Când o stea de tip solar epuizează hidrogenul din nucleul său, sinteza trece în stratul înconjurător. Deoarece în nucleul inert de heliu nu are loc sinteză, acesta se contractă din cauza gravitației, crescând temperatura. Între timp, stratul exterior al stelei se extinde semnificativ, făcând ca steaua să devină:

  • Mai mare și mai strălucitoare: razele pot crește de zeci sau sute de ori.
  • Având o suprafață rece: temperatura stratului extins scade, conferind stelei o nuanță roșie.

Astfel, steaua devine un gigant roșu pe ramura gigantelor roșii (RGB) din diagrama H–R [3].

2.2 Arderea hidrogenului în înveliș

În această etapă:

  1. Contracția nucleului de heliu: Nucleul de cenușă de heliu se micșorează, iar temperatura crește până la ~108 K.
  2. Arderea în stratul înveliș: Hidrogenul dintr-un strat subțire aproape de nucleu arde intens, adesea provocând o radiație puternică.
  3. Extinderea stratului exterior: Energia suplimentară obținută din arderea stratului împinge straturile exterioare, iar steaua urcă pe ramura gigantelor roșii.

Steaua poate petrece sute de milioane de ani pe ramura gigantelor roșii, formând treptat un nucleu degenerat de heliu.

2.3 Fulgerul de heliu (pentru stele ~2 M⊙ ar mai mici)

În stelele cu masă ≤2 M⊙, nucleul de heliu devine degenerat electronic – ceea ce înseamnă că presiunea cuantică a electronilor se opune unei comprimări suplimentare. Când temperatura atinge pragul critic (~108 K), sinteza heliului izbucnește exploziv în nucleu – acesta este fulgerul de heliu, eliberând un val de energie. Acest fulger elimină degenerarea și rearanjează structura stelei fără o pierdere catastrofală a stratului exterior. Stelele cu masă mai mare aprind heliul mai blând, fără fulger [4].

3. Ramura orizontală și arderea heliului

3.1 Sinteza heliului în nucleu

După aprinderea bruscă sau ușoară a heliului se formează un nucleu stabil de ardere a heliului, unde are loc sinteza 4He → 12C, 16O, în principal prin procesul triple‐alfa. Steaua se adaptează la noua stare stabilă pe ramura orizontală (în diagramele H–R ale grupurilor stelare) sau în clusterele roșii (red clump) în cazul unei mase ușor mai mici [5].

3.2 Durata arderii heliului

Nucleul de heliu este mai mic și apare la o temperatură mai ridicată decât perioada de ardere a hidrogenului, însă sinteza heliului este mai puțin eficientă. Din acest motiv, această etapă durează de obicei aproximativ 10–15% din durata de viață a secvenței principale a stelei. În timp se formează un nucleu inert de carbon-oxigen (C–O), care în cele din urmă împiedică sinteza elementelor mai grele în stelele cu masă mică.

3.3 Aprinderea stratului de ardere a heliului

Pe măsură ce rezervele centrale de heliu se epuizează, stratul de ardere a heliului se aprinde în afara nucleului deja format de carbon-oxigen, împingând steaua spre ramura asimptotică a gigantelor (AGB), cunoscută pentru suprafețele strălucitoare și reci, pulsațiile puternice și pierderea de masă.

4. Ramura gigantă asimptotică și respingerea stratului exterior

4.1 Evoluția AGB

În etapa AGB, structura stelei este caracterizată de:

  • Cu nucleu C–O: Nucleu inerțial, degenerat.
  • Cu straturi de ardere a heliului și hidrogenului: Straturi de ardere care provoacă comportament pulsatoriu.
  • Cu un strat exterior uriaș: Straturile exterioare ale stelei se umflă până la raze gigantice, având o gravitație superficială relativ scăzută.

Pulsurile termice din stratul de heliu pot provoca procese dinamice de expansiune, care duc la pierderi semnificative de masă prin vânturile stelare. Această erupție îmbogățește adesea mediul interstelar cu carbon, azot și elemente ale procesului s, formate în timpul fulgerelor stratului [6].

4.2 Formarea nebuloasei planetare

În cele din urmă, steaua nu mai poate susține straturile sale exterioare. Ultimul supervânt sau o pierdere de masă indusă de pulsații dezvăluie nucleul fierbinte. Stratului exterior ejectat strălucește în radiație UV emisă de nucleul fierbinte al stelei, creând o nebuloasă planetară – adesea o coajă complexă de gaze ionizate. Steaua centrală devine practic un proto-ghețar alb, strălucind intens în UV timp de zeci de mii de ani, pe măsură ce nebuloasa continuă să se extindă.

5. Restul ghețarului alb

5.1 Compoziție și structură

Când stratul exterior ejectat se disipează, nucleul degenerat rămas apare ca un ghețar alb (BN). În general:

  • Ghețarul alb carbon–oxigen: Masa finală a nucleului stelei este ≤1,1 M⊙.
  • Ghețarul alb heliu: Dacă steaua și-a pierdut stratul exterior devreme sau a fost într-o interacțiune binară.
  • Ghețarul alb oxigen–neon: În stelele puțin mai masive, situate aproape de limita superioară a masei necesare formării BN.

Presiunea degenerării electronice susține BN împotriva colapsului, stabilind raze tipice aproximativ de mărimea Pământului, cu densități de la 106 până la 109 g cm−3.

5.2 Răcirea și timpii de viață ai BN

Piticul alb radiază energia termică rămasă pe parcursul a miliarde de ani, răcindu-se și estompându-se treptat:

  • Strălucirea inițială este medie, radiază în principal în banda optică sau UV.
  • În zeci de miliarde de ani, el se estompează până la „piticul negru” (ipotetic, deoarece universul nu este suficient de vechi pentru ca BN să se răcească complet).

Pe lângă fuziunea nucleară, radiația BN scade deoarece căldura stocată este eliberată. Observând secvențele BN în grupurile stelare, astronomii calibrează vârstele grupurilor, deoarece în grupurile mai vechi BN sunt mai răciți [7,8].

5.3 Interacțiuni binare și nova / supernova de tip Ia

În sistemele binare apropiate, piticul alb poate accreta materie de la steaua companionă. Aceasta poate provoca:

  • Nova clasică: Explozie termonucleară la suprafața BN.
  • Supernova de tip Ia: Dacă masa BN se apropie de limita Chandrasekhar (~1,4 M⊙), o detonație a carbonului poate distruge complet BN, creând elemente mai grele și eliberând o energie imensă.

Prin urmare, faza BN poate avea consecințe dramatice suplimentare în sistemele multiple de stele, dar izolat ea doar răcește continuu.

6. Dovezi observate

6.1 Diagramele culoare-amplitudine ale grupurilor stelare

Datele despre grupurile stelare deschise și globulare arată ramuri distincte „ramura gigantelor roșii,” „ramura orizontală” și „secvența de răcire a piticilor albi,” reflectând traseul evoluției stelelor cu masă mică. Măsurând vârsta de rotație a secvenței principale și distribuția radiației BN, astronomii confirmă timpii de viață teoretici ai acestor etape.

6.2 Sondaje ale nebuloaselor planetare

Sondajele imagistice (de exemplu, cu telescopul Hubble sau telescoape terestre) dezvăluie mii de nebuloase planetare, fiecare având o stea centrală fierbinte care se transformă rapid într-un pitic alb. Diversitatea lor morfologică – de la forme inelare la bipolare – arată cum asimetriile vântului, rotația sau câmpurile magnetice pot modela structurile gazelor evacuate [9].

6.3 Distribuția masei piticilor albi

Studiile spectroscopice ample arată că majoritatea BN se concentrează în jurul valorii de 0,6 M⊙, ceea ce corespunde predicțiilor teoretice pentru stelele cu masă medie. Raritatea BN aproape de limita Chandrasekhar corespunde, de asemenea, limitelor de masă ale stelelor care le formează. Liniile spectrale detaliate ale BN (de exemplu, din tipurile DA sau DB) oferă informații despre compoziția nucleului și vârsta de răcire.

7. Concluzii și cercetări viitoare

Stelele cu masă mică, precum Soarele, urmează o traiectorie bine înțeleasă după epuizarea hidrogenului:

  1. Ramura gigantelor roșii: Nucleul se contractă, stratul exterior se extinde, steaua devine roșie și mai strălucitoare.
  2. Arderea heliului (ramura orizontală / clusterul roșu): Nucleul aprinde heliul, iar steaua atinge un nou echilibru.
  3. Ramura gigantă asimptotică: Un ciclu dublu de activitate de ardere stratificată în jurul nucleului degenerat C–O, care se încheie cu o pierdere puternică de masă și expulzarea nebuloasei planetare.
  4. Pitic alb: Nucleul degenerat rămâne ca o rămășiță compactă a stelei, care se răcește și se estompează continuu de-a lungul veacurilor.

Munca continuă îmbunătățește modelele de pierdere a masei AGB, caracteristicile fulgerelor de heliu în stelele cu metalicitate scăzută și structura complexă a nebuloaselor planetare. Observațiile din sondaje multi-lungime de undă, asteroseismologie și date parallax îmbunătățite (de exemplu, din Gaia) ajută la validarea duratelor de viață teoretice și a proceselor interne. Între timp, studiile sistemelor binare apropiate dezvăluie cauzele novelor și supernovelor de tip Ia, subliniind că nu toți BN se răcesc silențios – unii experimentează explozii.

În esență, gigantii roșii și piticii albi descriu ultimele capitole ale majorității stelelor, demonstrând că epuizarea hidrogenului nu este sfârșitul stelei, ci o cotitură destul de dramatică spre arderea heliului și, în cele din urmă, răcirea lentă a nucleului degenerat. Deoarece Soarele nostru se apropie de această cale în câteva miliarde de ani, acest lucru amintește că aceste procese formează nu doar stele individuale, ci și întregi sisteme planetare și evoluția chimică mai largă a galaxiilor.

Șaltini și lecturi suplimentare

  1. Eddington, A. S. (1926). Structura internă a stelelor. Cambridge University Press.
  2. Iben, I. (1974). „Evoluția stelelor pe secvența principală și dincolo de ea.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 12, 215–256.
  3. Reimers, D. (1975). „Învelișuri circumstelare și pierderea masei la gigantii roșii.” Mem. Soc. R. Sci. Liège, 8, 369–382.
  4. Thomas, H.-C. (1967). „Fulgerul de heliu în stelele gigant roșii.” Zeitschrift für Astrophysik, 67, 420–428.
  5. Sweigart, A. V., & Gross, P. G. (1978). „Amestecul heliului în evoluția gigantelor roșii.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 36, 405–436.
  6. Herwig, F. (2005). „Evoluția ramurii gigantice asimptotice.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 43, 435–479.
  7. Koester, D. (2002). „Pitici albi: cercetări în noul mileniu.” Astronomy & Astrophysics Review, 11, 33–66.
  8. Winget, D. E., & Kepler, S. O. (2008). „O privire în interiorul stelei: astrofizica piticilor albi.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 157–199.
  9. Balick, B., & Frank, A. (2002). „Formele nebuloaselor planetare și formarea lor.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 40, 439–486.
Reveniți la blog