Transcript: Naşterea şi moartea stelelor.

În cea de-al noua lecție de fizică nucleară vom discuta despre o altă consecință practică importantă a reacției de fuziune nucleară
și anume explicarea evoluției stelelor din cosmosul ce ne înconjoară.
Deci vom vorbi despre formarea, evoluția și, în final, moartea stelelor.
Nașterea unei stele e un proces de competiție între gravitație și fuziunea termonucleară, în care ultima, adică fuziunea termonucleară, ajunge să domine, la un anumit punct.
Haideți să vedem cum se întâmplă treptat acest fenomen.
Inițial, în vidul cosmic, se găsesc pungimense de hidrogen gazos.
Deci avem o pungă imensă de hidrogen gazos și, prin imensă, înțeleg într-adevăr imensă, distanțele cosmice sunt foarte mari,
până la punctul la care sistemul nostru solar, deci soarele și planetele din jurul lui, este foarte mic comparat cu dimensiunea unei astfel de pungi de hidrogen gazos.
Deci această pungă se află în spațiu cosmic.
Singura forță sau singurul proces ce are loc în interiorul acestei pungi de hidrogen gazos este gravitația, interacția gravitațională.
Nu există nicio altă forță care să acționeze asupra acestor atomi de hidrogen.
În concluzie, deoarece forța gravitațională este numai atractivă, atomii de hidrogen dinăuntru acestei pungi imense se atrag între ei și punga se compactifică,
deci devine din ce în ce mai mică în volumul ei, sub acțiunea propriei greutăți.
Bineînțeles că, pe măsură ce volumul crește, e un proces termodinamic foarte simplu, presiunea va crește, în special în centrul pungii de gaz și, de asemenea, temperatura va crește.
Deci, pur și simplu, vom avea același număr de atomi, dar într-un volum din ce în ce mai mic și, în plus, agitația termică a acestor atomi înăuntrul pungii crește.
În concluzie, avem o creștere treptată pe durate de timp iarăși tipice proceselor de la nivelul cosmic, deci vorbim de milioane, poate chiar miliarde de ani, deci e un proces foarte lent,
în care, totuși, încet încet presiunea și temperatura cresc, îndeosebit în centrul pungii de gaz, până la valori extrem de mari, de ordinul milioanelor de atmosfere și milioanelor de grade Kelvin.
După cum am discutat în lecția trecută, undeva la o temperatură de ordinul 10 la 8 Kelvin se amorsează reacțiile de fuziune, deci, dintr-o dată, avem un nou proces ce intră în calcul și anume reacțiile termonucleare de fuziune.
Principalul lanț de fuziune al atomului de hidrogen este lanțul proton-proton, adică două nuclee de hidrogen fuzionează, formând un nucleu de deuteriu și emițându-se un pozitron, radiație beta plus, un neutrino și, foarte important,
obținându-se și o energie cinetică a acestor produși de reacție.
Deci, dacă facem bilanțul energetic al acestui proces, obținem o diferență de energie dintre starea inițială și starea finală de 1,44 mega electron-volți.
Acesta este un proces lent de ardere ce asigură energia stelei. Forțele de presiune mari echilibrează atracția gravitațională.
Deci, pur și simplu, ce se întâmplă este că în mișlocul acestei punci de gaz se formează steaua. Steaua fiind, inițial, exact acest conglomerat de plasmă de hidrogen la presiuni foarte mari și temperaturi foarte mari, care are reacția de fuziune termonucleară, are loc.
În felul acesta generându-se energie, energie cinetică și, în consecință, energie termică a stelei.
Competiția dintre forțele gravitaționale care rămân, bineînțeles, în funcțiune și care tint să colapseze sau să constrângă volumul, să micșoreze volumul strinoare și forțele de presiune
face ca steaua să rămână pentru un timp foarte îndelungat într-o stare de echilibru în care volumul ei rămâne relativ constant și ea radiază energie electromagnetică și alte tipuri de energii datorită acestui proces și a altora asimilarelui, dar cea mai important proces de fuziune este, din nou, acesta.
Deci, această energie produsă în reacția de fuziune este foarte importantă pentru că ea duce la presiune care echilibrează atracția gravitațională.
De asemenea, foarte important, această reacție duce la radiație, ceea ce face ca o stea să fie, ceea ce înțelegem în mod normal pentru o stea, așa nume un corp cosmic care emite radiații electromagnetice foarte puternice.
Haideți să vedem acum cum moare o stea.
Moartea stelei este finalul procesului de mai sus, în care gravitația redevine fenomenul dominat.
Deci, la un anumit punct, și vom explica, bineînțeles, care este acel punct, gravitația reușește să învingă forțele mari de presiune datorate reacțiilor de fuziune termonucleare și atunci steaua pur și simplu colapsează sub influența forțelor atractive gravitaționare.
Deci, haideți să vedem, totuși, când se întâmplă acest lucru.
Deuteriul care se formează din lanțul proton-proton devine, bineînțeles, în timp, din ce în ce mai abundant în stea.
La momentul în care procentul de deuteriul ajunge semnificativ, încep să aibă loc reacțiile de fuziune cu formare de nuclee mai grele.
Adică deuteriul începe să fuzioneze cu deuteriu sau cu hidrogen și atunci se formează nucleele mai grele.
În primul rând se formează heliul, bineînțeles.
După cum am văzut, fuziunea dintre deuteriului cu tritiului, spre exemplu, formează nucleul de heliu care este mai greu, are masa atomică 4.
Apoi, la rândul său, heliul fuzionează și el, formând nucleele și mai grele.
Deci, pentru a explica ce se întâmplă în stea, folosim același grafic al energiei medie de legătură pe nucleon ca funcție de masa atomică.
Și după cum am văzut, avem această dependență, apoi avem un platou de stabilitate și regiunea nucleelor foarte grele în care energia de legătură pe nucleon scade din nou.
După cum am explicat când am discutat despre acest parametru foarte important, cele mai stabile nuclee sunt cele din zona platoului de stabilitate, care începe aproximativ undeva în jurul A40 și se termină undeva în jurul A150.
Reacțiile de fuziune urcă încet încet nucleele în această direcție.
Deci, pornim de la hidrogen care are A1, formând deuteriu A2, heliu A4, care este și primul pic din acest grafic, și apoi urcăm din 5 mai mult până ajungem în zona de platou de stabilitate.
Deja în momentul în care am început să producem în stea multe elemente de tipul oxigen, carbon, siliciu, fier, aceste ultime elemente aflându-se deja pe platoul de stabilitate, reacția de fuziune se oprește.
Pentru simplu motiv că o fuziune a unor nuclee din zona platoului de stabilitate ar duce la o energie de legătură mai mică, deci o stare finală mai puțin stabilă, și atunci această reacție de fuziune nu mai poate avea loc, nu mai este favorizată în natură.
Deci, în momentul în care ne-am apropiat și am intrat în zona platoului de stabilitate, fuziunea în stea se oprește.
Consecința imediată este simplă, presiunea crește pentru că nu mai generăm energie, acel 1,44 mEV, nu mai generăm un surplus de energie care se transforme în energie cinetică și în final în presiune.
La momentul acesta, gravitația învinge și steaua colapsează.
În funcție de masa inițială a stelei, produsul final poate fi unul din următoarele.
Dacă steaua inițial avea masă mică, sub masa soarelui nostru, atunci se formează o așa numită stea pitică neagră.
Cuvântul stea nu este foarte corect. Este o generalizare, dacă vreți.
În general, prin stele înțelegem corpuri cerești sau corpuri cosmice care emit energie în general și radiație electromagnetică în particular.
Niciunul din aceste corpuri nu mai emite, în orice caz nu mai emite semnificativ, radiație electromagnetică.
Totuși, pentru că ele sunt produsele finale ale unei stele după ce ea a murit, se numesc în continuare stele.
Se formează o stea pitică neagră dacă masa inițială a stelei a fost mică, tipic sub masa soarelui nostru.
Se formează o stea neutronică dacă masa inițială a stelei a fost mare, tipic în zona maselor peste masa soarelui nostru.
Deci, soarele nostru cel mai probabil va termina ca o pitică neagră, după o perioadă foarte îndelugată de timp, bineînțeles.
Și ultima variantă, în cazul stelelor ultramasive, cu mase inițiale de ordinul 60-70 de ori mai mari decât soarele nostru, vor finaliza ca și găuri negre.
Aceasta deoarece gravitația care învinge în final este așa de mare în cazul unei mase inițiale de ordinul 60-70 de ori masa soarelui,
încât produsul final devine aproape punctiform, sau devine de dimensiuni foarte mici comparat cu dimensiunile inițiale, formând o așa numită gaură neagră.