Ciclul de Viață al Unei Stele

Viața Unei Povestiri Stelare

Vizualizați Activitatea

Vocabular

Vizualizați Activitatea

Discuție Starter

Vizualizați Activitatea

Fuziunea Hidrogenului

Vizualizați Activitatea

Ciclul de Viață al Unei Stele Masive

Vizualizați Activitatea

Fișă de Lucru Pentru Ciclul de Viață

Vizualizați Activitatea

Ciclul de viață al unei stele

Steaua noastră este destul de nesemnificativă. Nu este foarte mare și este doar una dintre o cantitate imensă de stele din univers. Este aproape la jumătatea vieții sale, într-o etapă cunoscută sub numele de secvență principală. Peste câteva miliarde de ani, Soarele nostru va muri, încheind toată viața pe Pământ. Soarele nostru oferă atracția gravitațională care ține planetele și alte obiecte care orbitează în jurul său și oferă o sursă de energie care susține toată viața de pe Pământ.

Lungimea vieții unei stele depinde de masa ei. Dacă steaua are multă materie și, prin urmare, o masă mare, durata ei de viață va fi mai scurtă. Acest lucru poate părea un pic contra-intuitiv, deoarece s-ar putea întreba dacă mai mult combustibil nuclear ar însemna că steaua va putea să strălucească mai mult timp. Stelele mai mici sunt de fapt mai eficiente cu combustibilul pe care îl au; cu toate acestea, stelele mai mari își utilizează combustibilul nuclear într-un ritm mult mai rapid. Masa unei stele depinde de cantitatea de materie existentă în nor, cunoscută sub numele de nebuloasă, care a creat steaua.

Stelele cu o masă similară cu cea a Soarelui nostru au toate un ciclu de viață similar. Încep ca o nebuloasă. O nebuloasă este un nor de praf și gaz care poate varia ca mărime. Pentru a face o stea dimensiunea Soarelui nostru, ai avea nevoie de o nebuloasă de câteva sute de ori mai mare decât cea a sistemului nostru solar. Acest nor, care conține blocurile de construcție ale stelei, se prăbușește din cauza gravitației. Pe măsură ce norul se micșorează ca mărime, temperatura lui crește, pe măsură ce particulele care alcătuiesc norul se ciocnesc între ele. Când acest nor prăbușit atinge o anumită temperatură și presiune, se poate produce fuziunea nucleară. În această etapă, bila de gaz este cunoscută sub numele de protostar. Fuziunea nucleară este o reacție nucleară în care două nuclee ușoare se combină, formând un nucleu și energie mai grele. Această energie este cea care este radiată de la început. Cantitatea de energie produsă în aceste reacții pot fi calculate de la E = mc ^2. „E” este cantitatea de energie, „m” este schimbarea masei și „c” este viteza luminii în metri pe secundă.

Când presiunea exterioară din fuziunea nucleară este echilibrată cu forța gravitațională care unește steaua, putem descrie steaua ca fiind stabilă. Se spune că stelele care sunt stabile ca Soarele nostru se află în stadiul principal al vieții stelei. Vine un punct în care steaua își scapă combustibilul cu hidrogen, iar acest lucru este atunci când începe sfârșitul vieții stelei. Stelele rămân fără combustibil după milioane sau miliarde de ani, în funcție de mărimea lor. Când steaua își scapă combustibilul, reacțiile nucleare din nucleul său nu pot continua. Aceasta înseamnă că presiunea exterioară scade, permițând forței datorate gravitației să înceapă să se prăbușească în miez. Straturile exterioare se extind și se răcesc ușor. Această răcire schimbă culoarea stelei într-o culoare roșie. În această etapă, steaua este cunoscută sub numele de uriaș roșu. Aceasta va fi soarta vedetei noastre în câteva miliarde de ani. Soarele nostru se va umfla și se va extinde până la câteva sute de ori decât dimensiunea sa inițială. Când se va întâmpla asta, toată viața de pe Pământ va muri.

Straturile exterioare ale stelei se desprind apoi lăsând un miez cald și dens. Acestea pot produce un fenomen foarte frumos cunoscut sub numele de nebuloasă planetară. Nucleul fierbinte al unei nebuloase planetare este cunoscut sub numele de pitic alb. O pitică albă este o stea moartă care strălucește încă din cauza căldurii reziduale. Sunt foarte dense, cu o linguriță de pitică albă având o masă de câteva tone. În timp, această stea moartă se va răci și se va întuneca. Această stea moartă care s-a răcit și nu mai emite lumină este cunoscută sub numele de pitică neagră.

Stelele care sunt mult mai mari decât steaua noastră urmează un ciclu diferit de-a lungul vieții lor. În timp ce stelele mai mici, precum Soarele nostru, sunt formate dintr-o nebuloasă care se prăbușește, nebuloasele stelelor mai mari conțin mult mai multă materie. De asemenea, trec printr-o etapă principală, dar au o nuanță albastră, datorită temperaturilor mai mari asociate acestora. Când se ajunge la sfârșitul vieții stelelor mai mari, o fac într-un mod mult mai dramatic. Stelele masive pot avea nuclee suficient de calde și de dense pentru a asigura un mediu în care fuziunea nucleară poate apărea pentru elemente suplimentare. Ca și stelele cu o masă similară cu Soarele nostru, stelele masive cresc și atunci când încep să rămână fără combustibil nuclear.

Aceasta se termină într-o mare explozie cunoscută sub numele de supernova. Supernovele sunt unele dintre cele mai strălucitoare obiecte din cer. Elementele mai grele decât fierul sunt considerate a fi formate într-o supernovă. Stelele moarte sunt acum cunoscute sub numele de stele neutronice și sunt extrem de dense. Dacă o stea este foarte mare și are suficientă masă, atunci la sfârșitul vieții masive a stelei s-ar putea forma o gaură neagră. O gaură neagră este o zonă de spațiu în care gravitația este atât de puternică încât nici lumina nu poate scăpa.