Adaug câteva notițe despre obiecte cerești pe acest substack. Amator de astronomie fiind, am grijă să te țin la curent cu progresul meu (wink). Țin mult să le împărtășesc, pentru că sunt mișto.

Să începem!

În centrul galaxiei noastre se află o gaură neagră supermasivă cu masa de milioane de sori numită Sagittarius A*. Această gaură neagră supermasivă este încă studiu de cercetare pentru oamenii de știință deoarece nu se formează ca în mod tradițional în urma colapsului unei stele.

În figură, o imagine a Sagittarius A*

Modul în care găurile negre supermasive precum Sagittarius A* au aparut nu este clar, deoarece nu există stele suficient de mari pentru a se prăbuși direct într-o gaură neagră de această dimensiune.

Studiul găurilor negre a început în 1915 cu publicarea Teoriei Relativității Generale a lui Einstein. Ecuațiile matematice descriau aceste obiecte cerești dar nimeni nu credea că ar fi fost posibile. Chiar și Einstein credea că natura va găsi o cale de a evita o astfel de “absurditate”. La acea vreme se credea că există o singură galaxie. Iată, suntem un secol mai târziu, și avem fotografii cu găuri negre și știm că există 2 trilioane de galaxii fiecare cu câte 100-400 mii de stele(cu aproximație).

Într-un articol precedent am scris despre cum se formează și ce ține în viață o stea, fiind o tensiune continuă între forța gravitației și cea a fuziunii nucleare.

Iată cum poate ajunge o stea, o gaură neagră: în funcție de masa stelei, la finalul ciclului de viață, atunci când i se epuizează toate sursele de energie, aceasta se poate transforma astfel prin colapsare urmând scenariile de mai jos.

• stea pitică albă – dacă nu depășește limita Chandrasekhar de 1,4 ori masa soarelui nostru
• stea neutronică dacă se află cu între limitele 1,4 – 2,9 masa soarelui (Limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff sau limita TOV)
• gaură neagră (dacă depășește limita TOV).

În stelele pitice albe, electronii sunt într-o stare degenerată datorită principiului de excluziune al lui Pauli, care spune că doi electroni nu pot ocupa aceleași stări cuantice într-un atom. Acest lucru creează o presiune de degenerare electronică care susține steaua împotriva colapsului gravitațional.

În cazul stelelor neutronice, care sunt rezultatul colapsului nucleelor stelelor masive, presiunea gravitațională este atât de intensă încât electronii și protonii se combină pentru a forma neutroni. Acest proces este cunoscut sub numele de inversare beta și duce la formarea unei stele compuse în mare parte din neutroni. Această transformare are loc în timpul unei explozii de supernovă, când nucleul unei stele masive se prăbușește sub propria gravitație.

În cazul găurilor negre, materia se colapsează sub forța gravitației și distorsionează spațiul timp de așa natură încât nici lumina nu poate evada.

În cazul stărilor neutronice, densitatea e atât de mare încât, ipotetic vorbind, Soarele poate fi redus la dimensiunea unui oraș ca New York, iar Pământul la 1cm.

Astfel de densități mari sunt posibile pornind de la faptul că este o distanță foarte mare între atomi. Materia este aproape “vaporoasă”. Scaunul pe care probabil stai acum este susținut de forțele magnetice dintre atomi care ne dau impresia de solid. În cazul densităților mari aceste spații sunt reduse.

---

În articolul trecut scriam și despre incandescența obiectelor cerești. Culorile stelelor sunt determinate în principal de temperatura lor de la suprafață, care este influențată de procesul de igniție și de stadiul lor în cadrul ciclului de viață. Pe scurt, stelele mai fierbinți sunt albastre, în timp ce stelele mai reci sunt roșii. Mai detaliat, acestea sunt principalele categorii de culori și temperaturi pentru stele:

• Albastru: Peste 30.000 °C
• Alb-Albăstrui: 10.000 °C – 30.000 °C
• Alb  Între: 7.500 °C – 10.000 °C
• Alb-gălbui: 6.000 °C – 7.500 °C – Soarele nostru
• Galben:  Între 5.000 °C – 6.000 °C
• Portocaliu:  Între 3.500 °C – 5.000 °C
• Roșu: Sub 3500  °C

Pe lângă temperatura efectivă a suprafeței, evoluția unei stele în cadrul ciclului său de viață poate influența culoarea. De exemplu, o stea masivă poate începe ca o stea albastră fierbinte și apoi poate deveni o gigantă roșie în fazele sale ulterioare.

Procesul de igniție a unei stele influențează acest comportament: stelele mai masive, care au o igniție mai intensă și combustibil nuclear mai abundent, tind să fie mai fierbinți și mai albastre la începutul vieții lor, în timp ce stelele mai mici, cu combustie mai lentă, sunt mai reci și mai roșiatice.

Cu cât steaua este mai masivă, cu atât durata de viață este mai scurtă, pentru că stelele masive au o presiune mai mare asupra nucleelor lor, determinându-le să ardă mai rapid hidrogenul.