Fig 1. O stea oarecare

1

SteleleCe sunt stelele ? Stelele (Figura 1) sunt uriae acumulri de gaze (de obicei hidrogen i heliu) fierbini i luminoase, de form sferic. Stabilitatea lor din punct de vedere al formei se datoreaz, n mare parte echilibrului format ntre uriaele fore de gravitaie (care i exercit fora spre interior) i reaciilor termonucleare din interiorul stelei (care i exercit fora spre exterior). Vzute de pe Pmnt toate stelele, cu excepia Soarelui, par a avea acelai loc pe bolta cereasc pentru un timp foarte ndelungat. Ele sunt ntr-o micare permanent, iluzia strii fiind cauzat de distanele foarte mari dintre ele i Pmnt. Numrul stelelelor vzute cu ochiul liber de pe Pmnt este n jur de 8000, dintre care 4000 din emisfera sudic, iar 4000 n emisfera nordic. n Calea Lactee, galaxia n care se afl Soarele mpreun cu sistemul nostru solar, se estimeaz a fi cteva sute de miliarde de stele, care au fost observate cu ajutorul tehnologiilor moderne. Numrul galaxiilor cunoscute este de cteva sute de milioane, astronomii fiind convini c numrul lor este mult mai mare. Cea mai apropiat stea de cea a sistemul nostru solar este Proxima Centauri, o component a sistemului solar format din trei stele, Alpha Centauri. Distana dintre cele dou stele este aproximat la 4.29 ani lumin, adic 40 miliarde de kilometri. Caracteristicile stelelor (culoarea, temperatura, luminozitatea, mrimea) varieaz de la stea la stea n funcie de masa lor (cantitatea de material coninut) i n funcie de modul de formare. Caracteristicile unei anumite stele 1

2 varieaz de asemenea, din cauz schimbrilor suferite n timpul perioadei de via a acesteia. Viaa unei stele varia de la sute de milioane pn la zeci de miliarde de ani teretri.

2

3 Fig. 2 Formarea stelei ?n stare incipient? Naterea unei stele Stelele iau natere din nori de praf cosmic, a cror densitate constant este de cteva miliarde de ori mai mic dect a atmosferei terestre. La un moment dat, densitatea din norul de praf se mrete ntr-un anumit punct (Figura 2), de obicei din cauza trecerii unei unde de oc supernovice sau a unui meteorit sau asteroid. Punctul respectiv, cu o densitate, i astfel cu o putere gravitaional mrit, atrage o mas tot mai mare de materie. Astfel se creeaz un efect n cascad, urmnd ca el s fie stabilizat n momentul n care temperatura i presiunea crete suficient de mult pentru a da natere reaciilor termonucleare din interiorul stelelei. Dac la nceput, n interiorul norului de praf cosmic era o temperatur apropiat de zero absolut ( 273.15 oC), dup formarea stelei temperatura acesteia poate atinge mai mult de 10 milioane oC. Energia stelelor Reaciile termo-nucleare, care poart numele de reacii de fuziune n fizica nuclear, sunt cele care fac stelele s produc energie. n cele mai frecvente cazuri aceasta se gsete sub form de lumin, cldur i radiaii (de diferite frecvene). Reaciile de fuziune din interiorul stelelor, nu pot fi reproduse dect n anumite condiii, prezente numai pe corpurile cereti de mas foarte ridicat: temperaturi de cteva milioane de grade Celsius i presiuni foarte mari (cauzate de fora gravitaional). Reaciile termo-nucleare constau n fuziunea a dou sau mai multe nuclee de hidrogen pentru a forma un nucleu de heliu, sau unul mai complex. n urma fuziunii, 0.7 la sut din masa hidrogenului este convertit n energie, ceea ce semnific foarte mult. n stelele de mas sczut, asemntoare Soarelui, n urma proceselor de fuziune rezult materiale relativ simple, cu un numr atomic mic, cum ar fi heliu(2) sau liti u

3

4 (3). n urma fuziunii Fig. 3.stele cu o mas ridicat rezult ns din O gaur? neagr? care "?nghite" totul din jur materiale mult mai complexe, cu un numr atomic mare. Fie mari sau mici, stelele care au o mas suficient pentru realizarea reaciilor termo-nucleare; pot arde un timp foarte ndelungat, deoarece la nceput toate sunt compuse n cea mai mare parte din hidrogen. Oameni de tiin ncearc n continuare s realizeze procesul de fuziune la rece, o reacie asemntoare celei din stele, care s se poat realiza la temperaturi mai sczute. Folosind un astfel de procedeu, apa ar putea devenii combustibilul de baz al planetei, un litru de ap echivalnd aproximativ 500 de litri de benzin. Gurile negre Cnd energia unei stele este pe terminate, tot hidrogenul a fost fuzionat n materie mai complex din punct de vedere al structurii atomice, steaua respectiv se destabilizeaz, pierzndu-se echilibrul dintre gravitaie i reaciile termo-nucleare, care sunt din ce n ce mai reduse. Stelele care au o mas i astfel o for gravitaional imens (de obicei supernovele), ncep s se contracte. Cu ct suprafaa stelei scade mai mult, cmpul gravitaional crete. ntr-un anumit punct al procesului de contracie, nici lumina nu mai poate iei din cmpul gravitaional. Astfel, acest fenomen a primit numele de gaur neagr (Figura 3), nimic din ce este nuntru neputnd iei afar ... nici mcar lumina. Dup ce ajunge la dimensiuni foarte reduse, gaura neagr ncepe prima dat s nghit cu o vitez foarte apropiat de cea a luminii corpurile cereti din jurul ei, sistemele solare i chiar ntregi galaxi. Conform teoriilor unor savani, sute de miliarde de teratone de materie sunt concentrate ntr-un nucleu, cu volum inexistent, avnd o densitate infinit. Se crede c Universul care ocup un volum infinit a fost format tot dintr-un astfel de punct de volum nul, cu densitate i mas infinite, ajuns la un punct de saturaie 4

5 (critic). Big Bang-ul (Marea Explozie) a mprtiat toat materia n cteva secunde pe un volum imens. Dac Marea Explozie a fost de foart scurt durat, recontractarea Universului se crede c poate dura pn la cteva sute de miliarde de ani.

5

6 Nebuloase Nebuloasele sunt nori de gaz, sau orice alte obiecte formate din material cosmic, care nu au o mas suficient pentru a forma o stea. Nebuloasele luminoase (figurile 4, 5, 6) sunt de obicei nori de praf cosmic care reflect sau disperseaz lumina provenit de la stele sau alte corpuri cereti care produc lumin. Ele sunt rmiele stelelor care, rmnnd fr

energie, mor. Exist i nebuloase care disperseaz lumina (roie sau verde) provenit de la stelele tinere din interiorul lor. Unele nebuloase au fost confundate cu grupuri de stele sau chiar cu galaxi, dar folosind tehnologii avansate i telescoape performante, oamenii de tiin leau reclasificat. Nebuloasele ntunecate sunt formate din praf cosmic, care absoarbe o mare parte din radiaii. Ele sunt observate, de obicei, dac absorb lumina transmis de stele sau nebuloase luminoase. Aceste corpuri cereti au o mas puin mai mare dect a Soarelui. Astfel, cte odat ele formeaz noi stele. Tipuri de stele n funcie de caracteristici stelele pot face parte din una din cele ase categorii: Stelele galbene sunt stelele de dimenisiuni normale. Din acest categorie face parte i Soarele. Ele eu o perioad de via de pn la 12 miliarde de ani teretri. Terminndu-i rezervele de hidrogen, astfel de stele se transform n superuriae roi, apoi n nebuloase n al cror centru se afl o pitic alb, care devine din ce n ce mai greu de observat. Superuriae sunt stele normale, al cror centru se transform prin reacii de fuziune n materiale tot mai grele, ncepnd cu hidrogenul i treminnd cu fierul, 6

7 cu o temperatura care poate atinge cteva miliarde de grade Celsius. Suprafaa acestor stele are temperaturi de pn la Fig. 8. Pitic? alb?.avnd culori 6500 oC, variabile ntre albastru-verzui i rou. Ele sunt mai Fig. 9. Telescopul Hubble. luminoase dect Soarele, deoarece au o suprafa mult mai mare. Marea majoritate a acestor stele explodeaz, transformndu-se n supernove atunci cnd centrul lor conine n mare parte fier. Supernovele (Figura 7) sunt stelele rezultate n urma exploziei unei superuriae. O astfel de explozie poate lumina o galaxie ntreag pentru un timp destul de ndelungat. Supernovele pot prea la nceput de pe planete mai ndeprtate ca fiind stele foarte noi, care sunt nc n curs de formare. Din astfel de stele, care de altfel au volumul cel mai mare, se pot nate gaurile negre, dac nucleul stelei are o mas suficient. Piticele albe (Figura 8) reprezint aproximativ 10% din masa unei superuriae roii care a murit, neavnd sufiecient mas pentru a exploda ntr-o supernov. Mrimea unei astfel de stele este doar puin mai mare dect a Pmntului, densitatea fiind ns mult mai mare dect a oricrui material existent pe Terra (mai mult de 1,4 tone/cm3). Astfel de stele strlucesc foarte slab n interiorul unei nebuloase, n final stingndu-se complet. O stea i poate schimba caracteristicile, astfel nct poate face parte din mai multe categorii pe parcursul vieii ei. Cursa pentru cucerirea spaiului Folosind tehnologii din ce n ce mai avansate, oamenii de tiin au reuit s descopere i s studieze stele dintre cele mai ndeprtate, pe baza luminii emise de acestea i pe baza spectrului cruia aceasta aparine. Cu ajutorul telescopului Hubble (Figura 9) s-au putut aduna date importante despre stele, ct i despre anumite planete. 7

Fig. 10. Observator astronomic

8 Pe baza acestor date, folosind computere foarte performante, se pot face calcule precise asupra duratei de via, mrimii i distanei exacte de la Pmnt, masei, temperaturii precum i multe alte caracteristici ale stelelor respective . Proiectele spaile mai recente i propun trimiterea unor expediii n afara sistemului nostru solar. Cele mai greu de evitat obstacole sunt distana enorma ce trebuie parcurs i viteza foarte mic a navelor spaiale (comparat cu cea a luminii) realizate cu tehnologia deinut astzi. O expediie doar pn la marginea sistemului nostru solar ar dura muli ani teretri. Cel mai deprtat corp ceresc pe care a pit un om este Luna, singurul satelit natural al Pmntului. Oamenii de tiin se mulumesc pentru moment cu analize spectrale i studii efectuate de prin apropierea Pmntului (Figura 10, 11).

8

9 Bibliografie * * * . Encyclopedia of Space and the Universe. Editura Eyewitness Encyclopedias 1999. * * * . Encyclopedia of Science. Editura Eyewitness Encyclopedias 1998. * * * . Astronomy Online (www.astronomy.com). * * * . Mmo Encyclopedia. Editura Aquila 1996.

9