Ca aproape orice lucru din univers, stelele se nasc, își trăiesc viața și apoi mor. Ele sunt, de asemenea, unul dintre cele mai diverse lucruri pe care le cunoaștem astăzi. Cel mai frecvent utilizat criteriu de clasificare a stelelor se bazează pe caracteristicile lor spectrale, în care stelele sunt practic sortate de la cel mai fierbinte tip O la cel mai rece tip M (am fost extrem de modest aici).
Oricum, există puține alte mijloace de clasificare a stelelor, în care acestea pot fi descrise fizic. Mai jos sunt prezentate 13 tipuri de stele pe baza etapelor de evoluție și a cinematicii lor.
Tipuri de stele pe baza etapelor evoluției lor
1. Protostea
O protostea în complexul de formare stelară Orion. Imaginea a fost realizată de Telescopul spațial Spitzer. NASA
Procesul de formare a stelelor începe cu colapsul și fragmentarea norilor moleculari. Aceste fragmente, cunoscute și sub numele de nuclee dense, capătă masă prin acreție (prin acumularea de gaz din norul înconjurător) în timp ce se produce contracția gravitațională.
În cele din urmă, nucleele dense se transformă într-o sferă rotativă de gaz extrem de fierbinte datorită presiunii și temperaturii crescute. Obiectul asemănător unei stele se numește protostea.
Până la sfârșitul fazei protostelare, care poate dura peste 500.000 de ani, steaua a dobândit deja aproape toată masa sa, dar nu a început încă fuziunea nucleară în nucleu. În plus, protostelele sunt observabile doar la lungimi de undă în infraroșu și microunde.
2. Steaua T Tauri sau steaua Herbig Ae/Be
Pe scara evoluției, între faza protostelară și stadiul de secvență principală, există o fază intermediară în care stelele tinere continuă procesul de acreție și ating o anumită limită de temperatură.
În timp ce stelele aflate în această fază sunt în general etichetate ca stele din secvența pre-secvența principală, ele pot fi clasificate fie ca stele T Tauri, cu o masă mai mică de 2 mase solare, fie ca stele Herbig Ae/Be, dacă are o masă undeva între 2 și 8 mase solare.
Deoarece stelele din secvența pre-secvența principală nu au o temperatură și o presiune suficiente pentru a iniția fuziunea hidrogenului, ele sunt alimentate de contracția gravitațională mai degrabă decât de o reacție nucleară. Majoritatea stelelor din secvența pre-secvența principală prezintă discuri protoplanetare sau de formare a planetelor în stadiile lor timpurii.
3. Steaua din secvența principală
Stele din secvența principală în fiecare clasă spectrală (clasificarea spectrală Morgan-Keenan)
O stea din secvența pre-secvență principală dobândește în cele din urmă temperaturile din miez (aproximativ 10 milioane de kelvin) necesare pentru a iniția o reacție nucleară în lanț. Odată pornită, aceasta conduce steaua spre un echilibru hidrostatic în care energia eliberată de fuziunea nucleară oprește colapsul gravitațional al acesteia. Aceste două forțe se echilibrează reciproc.
Majoritatea stelelor din Calea Lactee, inclusiv Soarele nostru, sunt stele din secvența principală. Acestea pot varia ca mărime și luminozitate. Limita inferioară de masă observabilă pentru o stea din secvența principală, la care aceasta poate susține fuziunea nucleară, este de aproximativ 0,08 mase solare. Astfel de stele de secvență principală cu masă redusă se numesc pitice roșii.
Citește și: Geamănul solar: o stea aproape identică cu Soarele nostru
4. Pitice roșii
Tipuri spectrale: Tipuri M și uneori K
Piticele roșii sunt stelele de cel mai frecvent tip din galaxia Calea Lactee și, foarte probabil, din univers. Majoritatea stelelor din imediata vecinătate a Soarelui sunt pitice roșii, inclusiv Proxima Centauri, situată la 4,2 ani lumină distanță.
În esență, acestea sunt stele cu masă redusă (mai puțin de 0,8 M☉) aflate pe secvența principală, cu o rată de fuziune scăzută și o temperatură scăzută. Datorită fuziunii prelungite a hidrogenului, se așteaptă ca piticele roșii să trăiască între 1 trilion și 10 trilioane de ani, în funcție de masă.
Este evident că piticele roșii nu au avut suficient timp să evolueze din faza de secvență principală, deoarece durata lor de viață estimată este mult mai mare decât vârsta actuală a universului.
Cu toate acestea, conform modelelor stelare actuale, piticele roșii au nevoie de o masă minimă de 0,25 mase solare pentru a evolua într-o gigantă roșie. Mai puțin de atât, este mai probabil să sfârșească ca pitice albe.
5. Stelele gigante roșii
Conceptul unui artist al Soarelui ca o gigantă roșie (Soarele actual în inserție pentru referință) | Image Courtesy: Wikimedia
Tipuri spectrale: Clasa M, K și majoritatea stelelor cu carbon
Spre sfârșitul vieții lor, stelele din secvența principală (cu mase cuprinse între 0,3 M☉ și 8 M☉) intră într-o ultimă fază care se caracterizează, în general, printr-o creștere spectaculoasă atât a dimensiunii, cât și a luminozității lor. Aceste stele se numesc giganți roșii. Soarele este destinat să devină o gigantă roșie.
După milioane de ani de fuziune nucleară constantă, stelele din secvența principală rămân în cele din urmă fără hidrogen în miezul lor, 5-6 miliarde de ani în cazul Soarelui. Fără fuziune și fără o forță de contracarare, nucleul stelar începe să se prăbușească sub influența gravitației.
Dar, înainte de a se prăbuși mai mult, învelișul de hidrogen adormit anterior din jurul nucleului stelei intră în acțiune și începe să susțină fuziunea nucleară. Odată ce hidrogenul este complet epuizat, acesta începe să fuzioneze heliu, ceea ce face ca steaua să se umfle într-un ritm extrem de rapid.
Pentru o stea asemănătoare Soarelui, această fază durează de obicei până la câteva sute de milioane de ani.
6. Pitice albe
Sirius B, steaua mai mică din stânga jos, face parte din sistemul stelar binar Sirius Imagine din partea casei: NASA
Piticele albe sunt considerate ca fiind ultima etapă (nu însă teoretic) în călătoria evolutivă a stelelor cu masă mică și medie (0,5 și 8 M☉) din secvența principală. Masa unei pitice albe tipice este similară cu cea a Soarelui, în timp ce volumul său este probabil să corespundă cu cel al Pământului.
După faza de fuziune a heliului, în cazul în care o gigantă roșie nu are suficientă masă pentru a produce temperaturile din miez necesare pentru a fuziona carbonul, un gaz inert de carbon și oxigen se adună la miez în timp ce începe să se prăbușească. Atunci când gigantul roșu explodează și formează o nebuloasă planetară, lasă în urmă o pitică albă densă și bogată în carbon.
7. Steaua supergigantă
Comparație între mărimea planetelor și a stelelor | Image Courtesy: Dave Jarvis
Tip spectral: Tipuri de la A la M
Supergigantele, după cum sugerează și numele, sunt cele mai mari stele din univers. Aceste bestii stelare gigantice au mase de cel puțin zece ori mai mari decât cea a Soarelui. Betelgeuse, cea mai apropiată supergigantă (la aproximativ 724 de ani lumină), de exemplu, are o masă cuprinsă între 11 M☉și12 M☉.
Stelele cu masa inițială de peste 10 mase solare inițiază mult mai repede procesul de fuziune a heliului decât giganticele roșii, după epuizarea hidrogenului. Acest proces face ca atmosfera lor să se umfle drastic atunci când părăsesc faza de secvență principală.
După heliu, ele încep să fuzioneze elemente mult mai grele până când nucleul lor explodează într-o supernovă de tip II. Stelele supergigante mor mult mai devreme după ce evoluează într-un ritm rapid.
8. Stele neutronice sau găuri negre stelare
O stea neutronică izolată (ilustrație), una fără supernovă asociată sau stea însoțitoare Image Courtesy: NASA
O stea neutronică este unul dintre cele două posibile puncte finale de evoluție ale unei stele cu masă mare (peste 8 mase solare). După cum sugerează și numele, aceste stele sunt compuse în întregime din neutroni și sunt probabil cele mai mici și cele mai dense stele din universul observabil. Stelele neutronice au raze cuprinse între 12 și 13,5 km.
Atunci când o stea masivă (supergigantă) rămâne în cele din urmă fără combustibil, miezul său începe să se contracte sub acțiunea gravitației. Această contracție stoarce protonii și electronii împreună pentru a produce neutroni care se acumulează în spații foarte înguste și continuă până când densitatea lor o egalează pe cea a unui nucleu atomic.
În cele din urmă, steaua explodează într-o supernovă, lăsând în urmă o stea densă de neutroni. La fel ca în cazul limitei Chandrasekhar pentru piticele albe, dacă steaua rămasă are o masă mai mare de 2,2 -3,0 mase solare (limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff), aceasta se va prăbuși și mai mult și va deveni o gaură neagră.
Citește: 15 fapte fascinante despre stelele neutronice
9. Stelele variabile
Stelele a căror magnitudine aparentă, sau luminozitate atunci când sunt văzute de pe Pământ, fluctuează în timp se numesc stele variabile. Aceste stele pot fi clasificate în două tipuri: variabile intrinseci, în care fluctuațiile sunt cauzate de schimbări în steaua însăși (umflături și contracții drastice sau ejecții de masă) și variabile extrinseci, ale căror schimbări aparente sunt cauzate de factori externi.
Variabilitatea stelară, în afară de schimbările de luminozitate, poate apărea din cauza unor modificări specifice ale spectrului. Conform celei mai recente ediții a Catalogului general al stelelor variabile, există aproape cincizeci de mii de stele variabile în Calea Lactee, cu șapte mii de stele suspecte în curs de examinare.
Câteva exemple cunoscute de stele variabile sunt – R Scuti, P Cygni și Algol sau Beta Persei, probabil prima stea variabilă descoperită vreodată.
Tipuri de stele pe baza cinematicii
Stelele pot fi, de asemenea, clasificate pe baza cinematicii lor. După cum probabil știți, Soarele, împreună cu toate stelele și praful cosmic din Calea Lactee, se învârte în jurul nucleului galactic cu o anumită uniformitate. Dar, în cadrul curentului local de stele, există câteva care se mișcă independent sau neregulat din anumite motive.
De-a lungul anilor, cercetătorii au reușit să identifice un număr de stele care se îndepărtează în fugă de asociațiile lor stelare cu o viteză neobișnuită. Aceste stele sunt clasificate, în linii mari, ca fiind stele de mare viteză, care pot fi subdivizate în stele de fugă, stele de hiperviteză și stele de halo.
10. Stele de fugă
Aceasta este o imagine a nebuloasei Tarantula, realizată de telescopul spațial Hubble. Inserația mărită arată ceea ce pare a fi o stea fugară, scoasă din nebuloasă de către alte stele mult mai grele. Săgeata punctată indică direcția presupusă a acelei stele. Cu permisiunea imaginii: NASA.
Soarele se învârte în jurul nucleului galactic cu o viteză de aproximativ 22 km/s în raport cu viteza medie a celorlalte stele din vecinătatea sa. Cu toate acestea, o stea în fugă, conform definiției actuale, este o stea care se deplasează cu o viteză de până la 100 km/s (în raport cu vecinătatea Soarelui).
Conform celei mai recente teorii derivate din ani de observații, există două modalități posibile prin care o stea poate căpăta o viteză suficientă pentru a deveni o stea fără frâu:
Primul scenariu implică interacțiunea gravitațională dintre două sisteme stelare binare, fiecare conținând două stele. În acest caz, mai multe stele pot fi ejectate. Cea de-a doua cauză posibilă a unei stele scăpate de sub control este o explozie de supernovă într-un sistem stelar multiplu.
Unul dintre cele mai bune exemple de stele fugitive este AE Aurigae, 53 Arietis și Mu Columbae, toate acestea părând să fi provenit din bucla lui Bernard din nebuloasa Orion. Ele se îndepărtează una de cealaltă cu o viteză de 100 km/s.
Citește: Undele magnetice influențează procesul de formare a stelelor
11. Stele cu hiperviteză
Conceptul unui artist al stelei US 708 (steaua din stânga), una dintre stelele cu cea mai rapidă mișcare din galaxie | Image Courtesy: NASA
Stelele cu hiperviteză sau HVS sunt stele care se mișcă extrem de repede, cu viteze mult mai mari decât cele ale stelelor de fugă. Viteza medie a stelelor din Calea Lactee variază între 100 km/s și 200 km/s, în timp ce o stea hipervelocă poate avea viteze mai mari de 1000 km/s și este posibil să depășească viteza de evadare a galaxiei.
Aceste stele se găsesc în abundență în apropierea centrului galaxiei în comparație cu celelalte părți. Una dintre cele mai rapide, dacă nu chiar cea mai rapidă stea din galaxie, US 708, se deplasează cu o viteză excepțională de 1.200 km/s, dar nu pare să fi provenit din apropierea nucleului galactic.
Multe dintre HVS’ cunoscute sunt stele din secvența principală cu mase identice cu cea a Soarelui. Se presupune că puține stele neutronice și stele pitice se deplasează, de asemenea, cu viteze hipervelocitate.
Stelele cu hiperviteză au fost prezise inițial în 1988 de către fizicianul teoretician Jack G. Hills, dar au fost confirmate abia în 2005 de către o echipă de astrofizicieni americani.
12. Stele intergalactice
Un posibil mecanism pentru care steaua HE 0437-5439, care nu mai este legată gravitațional, este posibil să nu mai fie legată gravitațional, imagine oferită cu curtoazie: NASA/ESA
Stelele care nu sunt asociate sau, mai exact, legate gravitațional de nicio galaxie se numesc stele intergalactice. La fel ca și alte stele, se crede că și cele intergalactice își au originea în interiorul galaxiilor, dar mai târziu au fost ejectate din cauza unui motiv neclar.
Existența lor a fost raportată pentru prima dată în 1997 de către telescopul spațial Hubble, după ce a cercetat clusterul Virgo. Câțiva ani mai târziu, un alt grup mare de stele intergalactice a fost descoperit, de data aceasta în clusterul de galaxii Fornax.
În 2015, un grup de astronomi de la universitatea Vanderbilt a detectat peste 675 de stele necunoscute chiar în afara Căii Lactee, despre care au susținut că sunt stele hipervelocite ejectate din galaxia noastră.
13. Stelele halo
Stelele cu halou sunt fascinante din mai multe puncte de vedere. Ele s-au format în universul timpuriu, înainte de exploziile supernovelor care au diseminat cantități mari de elemente grele în spațiul interstelar.
Situate în haloul galactic, porțiunea sferică a galaxiei (cel mai notabil în galaxiile spiralate), aceste stele au orbite foarte optice în jurul centrului galaxiei.
Citește și: 15 cele mai bune aplicații de astronomie pentru observarea stelelor
Din această cauză, stelele din halo pe care le observăm astăzi au un conținut scăzut de metal decât stelele relativ mai tinere, cum ar fi Soarele nostru. În timp ce vârsta lor exactă este extrem de dificil de determinat, dar dacă ipotezele actuale sunt corecte, unele dintre ele ar putea fi la fel de vechi ca vârsta universului.
Steaua lui Kapteyn, aflată la aproximativ 12,8 ani-lumină distanță, este cea mai apropiată stea de halo de Soare. Este, de asemenea, o stea de mare viteză și are o orbită retrogradă în jurul nucleului galactic.