|
Cum se formeaza o stea 
Aceste stele se afla in galaxia noastra in directia constelatiei Ara la distanta de vreo 8200 ani lumina de noi. Apasa aici clic de dreapta si selecteaza Save As... pentru a copia aceasta imagine in format tif (fara pierdere de detalii) in rezolutie mare (25,676,184 bytes) Imaginea are diametru de vreo 2 minute de arc, adica 1/30 grad pe cer, si a fost obtinuta de telescopul spatial Hubble tinand obiectivul deschis 7 ore. O stea se formeaza din un nor mare de hidrogen (uneori si alte gaze si chiar praf interstelar, dar in cantitati mult mai mici) in spatiu prin colaps gravitational - cand norul devine destul de mare si de masiv, se formeaza un vartej in forma de disc si hidrogenul se aduna in o sfera mare la centrul discului, efectiv formand o planeta giganta de gaz ca Jupiter. Acest Jupiter creste, adunand tot mai mult gaz din nor pana cand devine o intermediara intre planeta giganta gazoasa si o stea - aceasta intermediara se numeste pitica maronie, de mai multe ori cat Jupiterul nostru, adica destul de masiva si cu presiune destul de mare incat incepe sa radieze caldura proprie, dar nu e destul de masiva pentru a putea declansa fuziunea nucleara, asadar nu este o stea propriu-zisa. La acest punct este intre a fi o planeta si a fi o stea. Apoi dupa ce aduna si mai mult gaz din nor, pitica maronie devine destul de masiva si are presiune asa de mare in centrul sau incat se aprinde fuziunea nucleara a atomilor de hidrogen. 2 atomi de hidrogen se fuzioneaza si devin 1 atom de heliu, astfel eliberand energie, caldura si lumina, si pitica maronie se aprinde in o lumina stralucitoare si devine o stea. Si soarele nostru este o stea. Masa stelelor Stelele cele mai mari au masa de 150 de ori cat soarele. O sfera gazoasa, adica o stea, mai mare decat atat oscileaza necontrolabil pana cand parti din ea sunt aruncate in spatiu, si steaua ce ramane are o masa de 150 de ori cat soarele, sau mai mica. Cele mai mici stele, piticele rosii, au o masa de 1/12 (o doisprezecime) cat soarele. O stea cu o masa mai mica de atat nu are destula presiune interna pentru a declansa fuziunea nucleara, si deci nu este o stea, ci o pitica maronie (intermediara intre a fi planeta giganta gazoasa si stea), sau o planeta giganta gazoasa ca Jupiter. Planetele gigante gazoase, precum Jupiter, Saturn, Uranus si Neptun, nu au suprafata solida - nu se poate ateriza pe ele si pot avea gravitatie mult mai mare decat planeta noastra. Ele se compun in intregime din diverse gaze (hidrogen, heliu, nitrogen, oxigen, dihidrogen monoxid, adica aburi de apa, etc) care au presiune si temperatura tot mai mare pe masura ce ne apropiem de centrul unei planete gigante gazoase. Pe aceste planete bate vantul cu peste 1000km/h si sunt uragane in care ar incape toata planeta noastra cu usurinta. Luminozitatea si culorile stelelor Luminozitatea unei stele creste ceva mai repede decat cubul masei (masa la puterea 3). Astfel, o stea cu masa de 2 x cat soarele e de vreo 10 ori mai luminoasa: 2^3 = 2 x 2 x 2 = 8, deci cubul masei si inca unpic mai mult. O stea de 4 x mai masiva decat soarele e de vreo 100 ori mai luminoasa: 4^3 = 64, si inca ceva. Iar o stea de 8 x mai masiva decat soarele, deci 8^3 = 512 si ceva, e de peste 1000 de ori mai luminoasa. Asadar, stelele cu masa mica pot sustine fuziunea nucleara si sa arda pana la 100 de miliarde de ani, pe cand stelele cu masa mare isi risipesc energia la o rata foarte mare si nu mai pot sustine fuziunea nucleara dupa numai cateva milioane de ani. Acest detaliu mai inseamna ca viata avansata nu poate evolua pe o planeta in jurul unei stele masive fiindca nu are destul timp - dar poate exista acolo, daca a fost adusa de altundeva. Majoritatea stelelor din univers, vreo 80%, sunt stele mici, care sunt relativ "reci" cu o temperatura de vreo 2500-3500 Kelvin la suprafata, au luminozitatea cea mai mica si viata cea mai lunga, pana la 100 de miliarde de ani. Stelele mici sunt de culoare rosie, fiindca lumina rosie are unde mai lungi si deci energie mai mica. Zero absolut, adica cea mai mica temperatura posibila = 0 Kelvin = -273.15 grade Celsius. Temperatura nu este nimic altceva decat miscarea intre atomi sau molecule - cu cat e temperatura mai mare, cu atat se misca mai repede si se ciocnesc mai des. O unitate Kelvin are aceeasi magnitudine si este echivalenta cu un grad Celsius. Diferenta este ca zero Kelvin este la zero absolut, iar zero Celsius este temperatura la care ingheata apa (dihidrogen monoxid) la presiunea atmosferica de la nivelul marii pe planeta noastra, adica 1000 de milibari. Asadar, 273.15 Kelvin = 0 Celsius, 373.15 Kelvin = 100 Celsius, samd. Stelele un pic mai masive si deci mai calde sunt galbene, ca soarele nostru, care are o temperatura de vreo 5800 Kelvin la suprafata si arde vreo 10 miliarde de ani (din care au ramas 5 miliarde pentru soarele nostru). Stelele si mai masive si deci mai fierbinti sunt albe, iar stelele cele mai masive si deci fierbinti sunt albastre, fiindca lumina albastra are unde mai scurte si deci energie mai mare.
Linii spectrale de emisie si absorbire Toate particulele subatomice absorb si emit energie in cantitati fixe, adica exact 1 unitate, sau 2 unitati, sau 3 unitati, dar niciodata 1.3 unitati sau 0.7 unitati - de aici vine termenul de mecanica cuantica si cromodinamica cuantica. Fiecare culoare de lumina are alta frecventa - rosu are frecventa mai mica iar violet are frecventa, si deci energie, mai mare - si deoarece fiecare element emite lumina la anumite cantitati de energie, fiecare element are anumite culori. Un atom absoarbe lumina in cantitati fixe cand un electron din jurul nucleului merge in o orbita mai mare, si emite lumina in cantitati fixe cand un electron merge in o orbita mai joasa. Fiecare orbita are un nivel energetic fix si electronii nu pot trece in nici o orbita intermediara intre orbitele care corespund cu cantitati fixe de energie. Astfel, daca trecem lumina unei stele prin o prisma ca sa formeze un spectru (rosu, portocaliu, galben, verde, albastru, violet) si observam din care culori se compune lumina stelei putem afla care elemente lumineaza in aceste culori si deci sunt in compozitia stelei. Acest spectru se cheama spectru de emisie. In spatiu atomii exista in forma gazoasa sau praf stelar. Cand lumina trece prin o nebuloasa, adica un nor de gaz sau praf stelar atunci unele culori din raza de lumina trec si altele sunt absorbite de nor, iar care culori sunt absorbite depinde de ce fel de atomi sau molecule se afla in nor. Astfel, analizand culorile din lumina gazelor interstelare proiectate prin o prisma formand un spectru (rosu, portocaliu, galben, verde, albastru, violet) se poate determina compozitia gazelor prin a observa care culori din spectru lipsesc - adica au fost absorbite de gaz. Acest spectru se cheama un spectru de absorbire. Fuziunea nucleara si nucleosinteza stelara (producerea elementelor) La inceputul universului era foarte multa lumina si energie, nu se putea vedea decat lumina, energie, radiatie si caldura in toate directiile, si pe masura ce universul s-a marit, energia s-a diluat, temperatura a scazut, si cateva sute de mii de ani dupa explozia initiala (big bang) universul a devenit transparent, asa cum este si astazi. Au trecut 13.7 miliarde de ani de atunci, universul se extinde in continuare si temperatura scade, acum este la 2.7 Kelvin (-270.45 grade Celsius), adica 2.7 grade peste zero absolut. Atunci erau numai atomi de hidrogen in spatiu. Atomii de hidrogen contin fiecare un proton si un electron in orbita in jurul protonului. 1 proton = 1 down (jos) quark + 2 up (sus) quark 1 neutron = 1 up quark + 2 down quark 1 neutron = 1 proton + 1 electron In nucleul unui atom sunt 1 sau mai multi protoni, si 0 sau mai multi neutroni. Numarul de protoni determina ce element este un atom. Atomii cu un singur proton in nucleu sunt elementul hidrogen (H). Atomii cu 2 protoni in nucleu sunt elementul heliu (He). Pentru a vedea tabela actualizata cu toate elementele apasa aici: www.webelements.com Astfel, primele stele din univers erau compuse numai din hidrogen, si prin fuziune nucleara au produs si heliu. Atomii de hidrogen se fuzioneaza, devenind atomi de heliu in centrul stelelor la presiuni foarte mari si temperaturi intre 10 si 14 milioane Kelvin. In centrul soarelui sunt 13 milioane Kelvin. Stelele mai masive fuzioneaza si heliu, producand litiu (Li), elementul cu 3 protoni in nucleu, si beriliu (Be), elementul cu 4 protoni in nucleu, la temperaturi intre 14 si 23 milioane Kelvin. La temperaturi de peste 23 milioane Kelvin se produce si elementul boron (B), care are 5 protoni in nucleu. Heliu se fuzioneaza producand si carbon (C), elementul cu 6 protoni in nucleu, la temperaturi de peste 100 milioane Kelvin. Carbonul incepe sa fuzioneze la temperaturi de peste 600 milioane Kelvin, mai intai cu hidrogen si heliu, apoi si cu alte elemente, producand la randul sau elemente si mai "grele". Stelele care au masa de cel putin 9 x cat soarele fuzioneaza si neon (Ne) la 1 miliard Kelvin, iar stelele si mai masive fuzioneaza si silicon (Si) la peste 3 miliarde Kelvin. Stelele masive fuzioneaza toate elementele pana la fier (Fe), elementul cu 26 de protoni in nucleu. Nici o stea din univers nu poate fuziona fierul sau elemente mai grele, fiindca energia necesara pentru a fuziona fierul si elementele mai grele decat fierul este mai mare decat energia obtinuta din fuziunea nucleara. Acest lucru nu depinde de marimea stelei, ci de energia care leaga particulele subatomice din nucleul atomic. Nucleosinteza stelara prin capturarea de neutroni Stelele pot sinteza elemente mai grele decat fierul si in alt mod care dureaza mult mai mult timp, mii de ani, asadar contribuie mult mai putin decat fuziunea nucleara la energia emisa de stele. In centrul stelelor este presiune si temperatura mare de la fuziunea nucleara, astfel sunt particule subatomice, mai ales protoni, neutroni si electroni liberi. Daca de exemplu un atom de sodiu (Na) 11, elementul cu 11 protoni in nucleu, captureaza un neutron liber, atunci nucleul de sodiu are tot 11 protoni, deci este tot sodiu, dar are un neutron in plus in nucleu. Daca acest neutron emite energie sub forma unei particule subatomice, neutronul devine un proton, astfel nucleul atomic are acum 12 protoni in nucleu si este elementul magneziu (Mg) 12, elementul cu 12 protoni in nucleu. Si asa mai departe - un atom de fier (Fe) 26 captureaza un neutron care emite energie si devine proton, si atomul devine cobalt (Co) 27. Rhodiu (Rh) 45 captureaza un neutron, neutronul emite energie si devine proton, si atomul devine paladiu (Pd) 46. Capturarea de neutroni este relativ usoara fiindca neutronii nu sunt respinsi nici de protonii nici de neutronii care sunt deja in nucleul unui atom, si nici de electronii care orbiteaza nucleul. Acest fel de nucleosinteza stelara prin capturare de neutroni poate explica de ce stelele pitice rosii contin magneziu (Mg) 12, si titaniu (Ti) 22 desi ele pot fuziona numai hidrogen producand heliu fiindca masa lor este mica. Fara nucleosinteza prin capturare de neutroni, stelele mici ar putea contine elemente grele pe care nu le pot produce prin fuziune nucleara numai daca aceste stele au fost formate din nebuloasele lasate in urma exploziilor unor stele mari care au produs elementele grele. Dar toate stelele mici contin elemente grele, desi multe din aceste stele au existat aproape de la inceputul universului cand era numai hidrogen in spatiu, asa ca ele nu au avut cum sa produca elemente grele pe care le au altfel. Transformarea stelelor Fuziunea nucleara elibereaza energie, si astfel stelele radiaza lumina si caldura. Au trecut 13.7 miliarde de ani de la explozia initiala (big bang) din care a aparut universul, asadar universul nu a existat destul de mult ca sa se stinga vreo stea mica si rosie, numita pitica rosie, categorie din care fac parte majoritatea stelelor, si care pot continua fuziunea nucleara pentru 100 de miliarde de ani sau chiar mai mult. O stea nu mai poate continua fuziunea nucleara cand termina materia prima, de exemplu, soarele fuzioneaza hidrogen in heliu la 13 milioane Kelvin, asadar dupa cateva miliarde de ani centrul soarelui va contine numai heliu si fuziunea nucleara nu poate continua fiindca heliu fuzioneaza de la 14 milioane Kelvin in sus. Atunci nu mai este fuziune nucleara semnificativa in centrul soarelui care sa elibereze energie si presiune, asadar colapsul gravitational care a format soarele continua. Astfel soarele se comprima sub forta gravitatiei care nu mai e contracarata de energia eliberata de fuziunea nucleara din centrul soarelui, si presiunea si temperatura creste peste 14 milioane Kelvin si se declanseaza fuziunea nucleara de heliu. Gigant rosu Datorita temperaturii mai ridicate, atmosfera soarelui se extinde in spatiu pana la orbita planetei noastre, diametrul soarelui crescand de vreo 160 de ori si devenind un gigant rosu. Desi soarele va radia mai multa caldura si lumina atunci decat acum, faptul ca suprafata sa va fi mult mai mare face ca temperatura la suprafata sa fie intre 2500-3500 Kelvin, lafel ca o stea mica si rosie (pitica rosie). Un gigant rosu are numai aceeasi culoare si temperatura la suprafata (care e legata de culoare) ca o pitica rosie, dar altfel, este mult mai mare, de vreo 200 x diametrul soarelui, comparat cu o pitica rosie care are numai vreo 1/3 diametrul soarelui. Pe langa asta, o pitica rosie nu se transforma in gigant rosu. Dupa mai multe milioane de ani, pana la un miliard, soarele va termina si heliul si atunci nu va mai putea continua fuziunea nucleara fiindca nu are destula masa pentru a produce carbon si elemente mai grele. Pitica alba Atunci colapsul gravitational va comprima soarele pana cand va fi unpic mai mare decat planeta noastra cand va deveni o pitica alba. Presiunea va fi asa de mare incat toti atomii din soare se vor dezmembra si soarele va fi o sfera super-comprimata de protoni, electroni si neutroni. Aceasta se cheama materie degenerata fiindca are densitate prea mare ca sa mai contina atomi. Astfel, o pitica alba e diferita de celelalte feluri de stele. Colapsul gravitational va fi oprit definitiv de presiunea dintre electroni - asta depinde de densitate, nu temperatura. Temperatura suprafetei va creste la 50000 Kelvin dar fiindca suprafata va fi asa mica, temperatura va ramane asa incinsa foarte mult timp, iar in viitorul indepartat soarele se va raci si va ramane asa. Masa maxima pentru o pitica alba este de pana la 1.4 x masa soarelui, iar volumul este aproximativ cat planeta noastra sau unpic mai mare. De obicei stelele mai mari decat piticele rosii si pana la 8 x masa soarelui trec prin o faza de gigant rosu cand isi termina materia prima pentru fuziunea nucleara, si isi expulzeaza masa in spatiu pana cand ajung sub limita de 1.4 x masa soarelui, apoi cand colapseaza devin pitice albe. Masa obisnuita a unei pitice albe este 1/2 x masa soarelui. Stea de neutroni Daca masa unei pitice albe este mai mare decat 1.4 x masa soarelui, atunci presiunea dintre electroni nu poate opri colapsul gravitational, care va continua comprimarea pana cand steaua are vreo 10 km diametru cand protonii si electronii se combina devenind si ei neutroni. Atunci steaua are densitate extrem de mare si contine exclusiv numai neutroni, ca un nucleu gigantic de 10 km diametru de neutroni, si se cheama o stea de neutroni. Aici colapsul gravitational este oprit definitiv de presiunea dintre neutroni. O stea de neutroni are masa intre 1.4 x masa soarelui si 3 x masa soarelui, si diametru de vreo 10 km. Explozie stelara (supernova) O stea de 9 x masa soarelui sau mai masiva fuzioneaza toate elementele de la hidrogen pana la fier. Cand are in centrul sau o sfera super-densa de fier care e in forma de gaz dar cu densitate mult mai mare decat orice material de pe planeta noastra, fuziunea nucleara se opreste, fiindca forta nucleara care leaga particulele subatomice din nucleul fierului e maxima, si astfel fuziunea fierului produce mai putina energie decat consuma, in contrast cu elementele mai usoare decat fierul (adica cu mai putini protoni in nucleu). Astfel dintr-o data energia de la fuziunea nucleara din centrul stelei care contracara gravitatia dispare, si din cauza ca steaua e foarte masiva, de 9 x masa soarelui sau mai mare, centrul stelei colapseaza instantaneu si devine o stea de neutroni in cam 1 secunda, emitand un val de particule subatomice numite neutrino in spatiu. Straturile de la suprafata stelei incep sa cada inspre centru si dupa cateva ore se lovesc de suprafata stelei de neutroni si se produce o explozie catastrofala, numita supernova, in care steaua devine luminoasa cat o galaxie intreaga pentru cateva ore si produce destula energie incat se formeaza toate celelalte elemente mai grele decat fierul si toata suprafata stelei este propulsata in spatiu si in cateva mii de ani devine un nor colorat numit o nebuloasa. Steaua de neutroni care ramane in urma exploziei stelare se roteste intre odata la 30 sec si de 100 de ori pe secunda. Daca emite unde radio, acestea se observa la fiecare rotatie a stelei de neutroni, si atunci ea se numeste pulsar. In timp norul colapseaza gravitational si formeaza alte sisteme solare, iar de data asta contine si elemente grele, datorita supernovei, nu numai hidrogen, astfel sistemele solare care se formeaza contin si planete cu suprafata solida - planete terestre ca Venus, Marte si planeta noastra, - nu numai planete gazoase precum gigantele de gaz Jupiter, Saturn, Uranus si Neptun. Explozie stelara (nova) Mai exista alt fel de explozie stelara, numita nova, in care se formeaza elementele mai grele decat fierul. Aceasta explozie e mai putin puternica decat o supernova, si se poate intampla exclusiv numai in sisteme solare binare, adica cu doua stele care se orbiteaza reciproc. Ceva mai mult de jumatate din toate stelele exista in sisteme solare binare si deci au o stea pereche. O planeta in un astfel de sistem solar are doi sori pe cer. Sunt doua posibilitati - daca cele doua stele au aproximativ aceeasi masa, atunci ele se orbiteaza reciproc in jurul unui punct imaginar in spatiu care se afla undeva pe linia care conecteaza cele doua stele. Daca cele doua stele au exact aceeasi masa, atunci punctul este in mijlocul liniei imaginare care le conecteaza. 
Aceasta imagine arata cerul vazut cu ochiul liber de pe Mauna Loa, cel mai mare vulcan de pe planeta, care se afla in centrul oceanului Pacific, ceva la nord de ecuator. Pe cer se vede constelatia Crux in centru, formata din 4 stele luminoase care pot fi conectate cu linii imaginare in forma unei cruci sau X, iar la stanga acestei constelatii sunt cele doua stele cele mai luminoase din constelatia Centaurus. Din aceste doua stele luminoase, steaua din dreapta este Beta Centaurus si este mult mai departata, la 525 ani lumina distanta. Steaua din stanga este sistemul solar Alfa Centaurus si apare pe cer ca o singura stea desi e un sistem solar binar, cel mai apropiat sistem solar de soarele nostru. Cel mai apropiat sistem solar este la 4.3 ani lumina distanta de noi, numit Alpha Centauri si are doua stele, A si B. A este galbena, aproape lafel ca soarele, unpic mai mare, si B este ceva mai mica si portocalie. Ele se orbiteaza reciproc odata la 80 de ani si distanta dintre ele este in medie de 23 x distanta intre soarele nostru si planeta noastra, adica 23 de unitati astronomice, AU. 
La vreo 13000 AU distanta de cele doua in directia noastra se afla Proxima Centauri, a 3a stea din acest sistem solar. Ea este o pitica rosie, mult mai putin luminoasa decat A si B, si este de fapt cea mai apropiata stea de noi. Proxima Centaurus este steaua pitica rosie din centrul imaginii. Ea nu este vizibila cu ochiul liber si se poate vedea de la latitudini la sud de vreo 25 grade nord de ecuator. Romania se afla la 45 grade nord de ecuator asadar sistemul solar triplu Alfa Centaurus (cu stelele A, B si Proxima) nu e vizibil din tara noastra. Alfa Centaurus-A este a 4a cea mai luminoasa stea de pe cer, dupa Sirius, Canopus si Arcturus. Cealalta posibilitate este ca una din stele sa fie mai mare decat cealalta - atunci ele se orbiteaza reciproc in jurul unui punct imaginar in spatiu care se afla mult mai aproape de steaua mai masiva pe linia care conecteaza cele doua stele, iar daca steaua mai masiva este de multe ori mai masiva decat steaua mai mica, atunci steaua mai mica orbiteaza steaua mai masiva ca si cum ar fi o planeta obisnuita. In cazul in care una din stele a devenit o pitica alba iar cealalta stea este in faza de gigant rosu, si cele doua stele se orbiteaza reciproc destul de aproape incat pitica alba cu gravitatia ei sa poata fura hidrogen din atmosfera gigantului rosu, acest hidrogen se aduna pe suprafata piticei albe la presiune foarte mare. Dupa un timp, se aduna destul hidrogen incat se declanseaza fuziunea nucleara pe suprafata piticei albe a materiei furate de la gigantul rosu. Aceasta fuziune nucleara se intampla foarte rapid in forma unei explozii numite nova in care se formeaza elementele mai grele decat fierul si materia fuzionata este propulsata in spatiu. Pitica alba devine mult mai luminoasa cateva zile apoi continua ciclul de a fura gravitational hidrogen din atmosfera gigantului rosu. Ciclul se repeta odata la mai multi ani. Dupa un timp acest ciclu se termina daca pitica alba epuizeaza hidrogenul din atmosfera gigantului rosu pe care o poate accesa si fura gravitational, sau cand steaua gigant rosu termina faza de gigant rosu si devine si ea o pitica alba, sau daca explozia este destul de puternica incat sa distruga pitica alba, sau in cazul in care pitica alba fura prea multa materie deodata si depaseste masa critica de 1.4 x masa soarelui, atunci presiunea de electroni care sustine pitica alba nu mai rezista si pitica alba colapseaza gravitational devenind o stea de neutroni in o explozie catastrofala - supernova. Gaura neagra Daca steaua este mai masiva decat 9 x masa soarelui, si centrul ei care colapseaza si devine o stea de neutroni depaseste limita de 3 x masa soarelui, atunci nici presiunea dintre neutroni nu poate opri colapsul gravitational care continua pana cand steaua devine o gaura neagra. In acest caz straturile de la suprafata stelei incep sa cada catre gaura neagra in urma colapsului gravitational si sunt accelerate pana aproape de viteza luminii, care este 299792458m/sec, emitand radiatie foarte energetica sub forma de raze X si gamma in timp ce atomii sunt dezmembrati in particule subatomice si toata steaua dispare in gaura neagra in o explozie foarte luminoasa - lumina si radiatia materiei stelei care e accelerata si particularizata in timp ce cade spre gaura neagra. O gaura neagra este definita prin faptul ca in jurul ei se afla o suprafata imaginara numita orizont de eveniment sau event horizon, si orice, materie sau chiar lumina, trece dincolo de aceasta suprafata nu mai poate iesi decat daca accelereaza la o viteza mai mare decat viteza luminii. Acest event horizon are o raza mai mare cu cat este gaura neagra mai masiva. Se ipotezeaza ca majoritatea galaxiilor au o gaura neagra gigantica in centrul lor chiar de cateva mii sau milioane de ori masa soarelui. Daca materia din gaura neagra se comprima la infinit, pana in un singur punct geometric, atunci inseamna ca in o gaura neagra se afla o singularitate, matematic o divizie prin zero, dar asta nu se stie. In universul nostru nu este posibil ca un obiect sa accelereze pana la viteza luminii fiindca la viteza luminii masa obiectului devine infinita, si deci are nevoie de energie infinita. Oricum, daca ar fi o nava interstelara care sa poata merge aproape de viteza luminii, asta nu ar fi o idee buna, fiindca in spatiul interstelar sunt, la un minim, atomi de hidrogen care devin radiatie super-energetica daca nava se loveste de ei la viteza foarte mare, astfel in scurt timp nava s-ar transforma in o explozie foarte luminoasa. Atentie: faptul ca un obiect nu poate accelera pana la viteza luminii nu inseamna ca un obiect nu poate dispare si apare in alt loc in univers mai repede decat ar putea traversa distanta dintre cele doua puncte la viteza luminii - asta este posibil, dar momentan nu stim cum. Raza gravitationala a unei gauri negre In universul nostru, la momentul de fata cea mai mica gaura neagra care se poate forma natural are masa minima de 3 x cat soarele. Insa o gaura neagra depinde de densitate, nu de masa, asadar e posibil sa fie formata si o gaura neagra cu masa de 1 kg spre exemplu. p ^ 2 = p * p = p inmultit cu p = p la patrat = p2 = p x p unitatea Newton = N = kg x m / s2 1 N este forta necesara pentru a accelera (mari viteza) unei mase de 1 kg cu 1 m / sec / sec. Deci daca in spatiu unde nu sunt alte forte prezente o masa de 1 kg pluteste nemiscata si o forta de 1 N impinge masa pentru o durata de 1 sec, atunci masa ajunge la viteza de 1 m / sec. Daca forta de 1 N impinge masa de 1 kg pentru o durata de 100 sec, atunci masa ajunge la viteza de 100 m / sec. Pe suprafata planetei noastre, gravitatia planetei atrage o masa de 1 kg cu o forta de 9.8 N, astfel masa de 1 kg pare sa impinga in jos cu forta de 9.8 N. Daca aceasta forta de 9.8 N s-ar aplica pe o masa nemiscata de 1 kg in spatiu, masa ar accelera, ajungand la o viteza de 9.8 m / sec dupa 1 sec, iar dupa 10 sec ar ajunge la viteza de 98 m / sec. constanta gravitationala = G = 6.674 x 10-11 N x ( m2 / kg2 ) simplificam unitatile pentru constanta gravitationala a universului, G, prin inlocuirea N cu ( kg x m / s2 ) G = 6.674 x 10-11 ( kg x m / s2 ) x ( m2 / kg2 ) acum folosim regula multiplicarii fractiunilor: ( a / c ) x ( b / d ) = ( a x b ) / ( c x d ) = ab / cd astfel obtinem: G = 6.674 x 10-11 ( kg x m x m2 ) / ( s2 x kg2 ) simplificam m x m2 = m3: G = 6.674 x 10-11 ( kg x m3 ) / ( s2 x kg2 ) anulam unitatile kg / kg = a / a = 1 si obtinem unitatile pentru constanta gravitationala G: constanta gravitationala = G = 6.674 x 10-11 m3 / ( s2 x kg ) viteza luminii = c = 299792458 m / sec raza unei gauri negre = r = 2 x G x M / c2 daca masa M = 1 kg atunci raza r la care o masa devine o gaura neagra (prin a fi comprimata in spatiul unei sfere cu raza r) este: r = 2 x G / c2 inlocuim constanta gravitatiei G cu definitia de mai sus: r = 2 x 6.674 x 10-11 m3 / ( s2 x kg ) / c2 inlocuim viteza luminii c cu definitia de mai sus: r = 2 x 6.674 x 10-11 m3 / ( s2 x kg ) / ( 299792458 m / s )2 r = 2 x 6.674 x 10-11 m3 / ( s2 x kg ) / ( 2997924582 m2 / s2 ) r = 2 x 6.674 x 10-11 m3 / ( s2 x kg ) / ( 299792458 x 299792458 m2 / s2 ) r = 2 x 6.674 x 10-11 m3 / ( s2 x kg ) / ( 89875517873681764 m2 / s2 ) acum folosim reguli pentru divizarea fractiunilor: a / b = a x ( 1 / b ) a / ( b / c ) = a x ( c / b ) = ( a x c ) / b = ac / b ( a / c ) / ( b / d ) = ( a / c ) x ( d / b ) = ad / cb astfel obtinem: r = 2 x 6.674 x 10-11 m3 / ( s2 x kg ) x ( s2 / 89875517873681764 m2 ) acum folosim regula pentru multiplicarea fractiunilor: r = ( 2 x 6.674 x 10-11 m3 s2 ) / ( 89875517873681764 s2 x kg x m2 ) simplificam s2 / s2 = 1 si m3 / m2 = m: r = 2 x 6.674 x 10-11 m / ( 89875517873681764 kg ) impartim numerele: raza unei gauri negre = r = 1.485165 x 10-27 m / kg = 2 x G / c2 Deci, pentru a obtine raza, in metri, la care orice masa devine o gaura neagra, inmultim masa, in kg, cu 1.485165 x 10-27 m / kg E interesant ca raza unei gauri negre e proportionala cu masa, desi volumul sferei, si deci a gaurii negre, creste mai repede decat masa, astfel o gaura neagra mai masiva are densitate mai mica decat o gaura neagra mai putin masiva. Asadar, daca avem o masa de 1 kg si o comprimam ca sa incapa in un spatiu sferic cu raza r = 1.485165 x 10-27 metri atunci obtinem o gaura neagra de 1 kg. Asta inseamna ca orice, chiar si lumina, intra in aceasta raza nu mai poate scapa de gaura neagra decat daca merge mai repede decat viteza luminii. Aceasta dimensiune este subatomica, asadar in realitate acest lucru este mult dincolo de limitele capabilitatilor tehnologice de care dispunem, datorita energiei necesare si spatiul mic in care trebuie aplicata controlat. Aceasta raza este pentru o gaura neagra care nu se roteste - una care se roteste are raza mai mica desi are aceeasi masa. Faptul ca o gaura neagra se poate roti si evapora ne spune ca gaurile negre nu contin singularitati. In plus, astfel de gauri negre au putut exista in mod natural la inceputul universului cand temperatura si densitatea universului erau foarte mari. Acum, o gaura neagra nu poate exista in mod natural in univers daca are masa mai mica decat de 3 ori masa soarelui. O gaura neagra mai mica decat de 3 ori masa soarelui radiaza energie pana cand dispare, astfel se transforma complet in energie. O gaura neagra foarte mica, spre exemplu gaura noastra neagra de 1 kg, s-ar transforma instantaneu complet in energie. Fiindca 1 kg de masa contine extrem de multa energie, un astfel de experiment este periculos si nu trebuie lasat la indemana copiilor fara supravegherea parintilor. energia = E = M x c2 Energia, E, masurata in J (Joule) = masa, M, in kg inmultita cu viteza luminii, c, in metri/secunda, la patrat, deci energia echivalenta cu masa de 1 kg este E = 1 kg x ( 299792458 m / s )2 E = 89875517873681764 kg m2 / s2 E = 89875517873681764 J Exact cata energie inseamna 89 875 517 873 681 764 Joule? unitatea Joule = J = kg m2 / s2 1 J = energie de 1 watt pe durata de 1 sec 3600 J = energie de 1 watt pe durata de 3600 sec, adica 1 ora 3600000 J = energie de 1000 watt, adica 1 kilowatt, pe durata de 1 ora In un an sunt 24 ore / zi x 365.25 zile / an = 8766 ore 3600000 J / ora x 8766 ore / an = 31557600000 J / an = energie de 1 kilowatt pe durata de 1 an Iar 89875517873681764 J / 31557600000 J / an = energie de 1 kilowatt pe durata de 2847983 ani, sau energie de 1000 kilowatt, adica 1 megawatt, pe durata de 2847 ani! Asadar 1 kg de masa este echivalent cu energie de 1 megawatt, suficient pentru un oras mediu, pentru 2847 ani. Cu alte cuvinte, 1 kg de masa este foarte multa energie, in forma solida ca sa spunem asa. Astfel, daca toata energia din 1 kg de masa s-ar elibera dintr-o data, ar putea rupe un continent in doua. Incearca si tu! Introduci un numar in oricare din aceste campuri (casute) apoi apesi enter sau dai clic in afara casutei sa vezi celelalte valori care corespund celei pe care ai introdus-o. Nu e nevoie de conexiune la retea ca sa functioneze casutele. Daca celelalte valori nu se seteaza imediat inseamna ca javascript nu este activat in programul de navigare pe retea. Spre exemplu, poti introduce 1 in oricare din casute sa vezi celelalte valori. Poti introduce 1 in prima casuta (energie in J) sa vezi cati protoni sunt echivalenti cu 1 J de energie. Sau introduci 1 in a doua casuta (kg materie) sa vezi cati gigawati de energie sunt in 1 kg de materie. Sau introduci 1 in casuta 7a (protoni) sa vezi cati electroni sunt echivalenti cu 1 proton, sau masa unui proton in kg. Sau introduci 1 in ultima casuta (secunde) sa vezi cate kg de materie converteaza soarele in energie si emite in fiecare secunda. Soarele emite in forma de energie nu mai putin de 4,2 miliarde kg de materie in fiecare secunda! In mod natural, cand materia unei stele este comprimata, mai intai atomii se desperecheaza si astfel o stea pitica alba contine doar protoni, neutroni si electroni. Cand materia este comprimata si mai mult, protonii si electronii se unesc si devin neutroni, si astfel o stea de neutroni care e mult mai mica decat o stea pitica alba, contine doar neutroni. E posibil sa existe si stele de quark fiindca fiecare neutron contine 3 quark astfel cand o stea de neutroni e comprimata, neutronii se desperecheaza fiecare in 3 quark. Apoi daca steaua de neutroni sau steaua de quark este comprimata si mai mult, ea devine o gaura neagra. Stim ca pe masura ce temperatura universului scade, o gaura neagra trebuie sa fie din ce in ce mai mare pentru a avea destula energie si gravitatie ca sa poata rezista tendintei universului de a ii elibera energia, cauzand-o sa se transforme complet in radiatie (energie). Ideea mea este ca acest lucru ne spune ca gaurile negre sunt de fapt energie pura tinuta de gravitatie in o sfera compacta, asadar, cand materia e comprimata in un spatiu suficient de mic pentru a deveni o gaura neagra, materia se transforma in energie, fiindca materia este de fapt energie in forma solida. Evaporarea gaurilor negre Apa fierbe la temperatura de 100 grade C atunci cand presiunea atmosferica este 1000 milibari, adica presiunea atmosferica la nivelul marii pe planeta noastra. Dar daca presiunea scade, atunci si temperatura la care fierbe apa scade, si daca presiunea e destul de mica, apa poate fierbe si la 20 grade C. Iar daca presiunea creste, atunci si temperatura la care fierbe apa creste, asadar la presiune de 1500 milibari, apa nu fierbe la 100 grade C. Lafel si gaurile negre, daca presiunea scade, atunci energia din gaura neagra fierbe, si deci este eliberata. Presiunea in o gaura neagra este forta cu care propria ei gravitatie o comprima, iar cu cat e masa gaurii negre mai mare, cu atat este gravitatia ei, si deci presiunea care o comprima, mai mare. Se pare ca masa la care o gaura neagra nu mai are destula presiune pentru a opri fierberea, deci eliberarea energiei, sau transformarea totala a gaurii negre in energie, este legata cumva de temperatura universului, sau alta calitate a universului, spre exemplu densitatea, care poate fi exprimata prin faptul ca temperatura universului scade pe masura ce universul se mareste. Astfel, pe masura ce universul se mareste, temperatura universului scade, iar gauri negre tot mai mari se evapora, si cea mai mica gaura neagra care mai poate exista trebuie sa fie din ce in ce mai mare pentru a avea suficienta masa, si deci gravitatie, pentru a crea presiunea necesara de a opri propria evaporare, sau fierberea energiei. Orice obiect radiaza energie chiar daca nu este iluminat, spre exemplu, de un bec sau de soare. O floare, un copac, un om, o pisica sau o pasare radiaza energie in forma de lumina infrarosie, asadar, in intuneric total, putem vedea vietati cu ochi care vad lumina infrarosie. Frecventa luminii, sau energiei, radiate de un obiect corespunde cu temperatura de pe suprafata obiectului. Cu cat este o gaura neagra mai masiva, cu atat radiaza mai putina energie si deci suprafata ei este mai rece. Asadar, masa minima a unei gauri negre, momentan 3 x masa soarelui, depinde de temperatura universului in urma exploziei initiale (big bang). Momentan aceasta temperatura de fond, cmb - cosmic microwave background, a universului este 2.7 Kelvin si scade pe masura ce se mareste universul. O gaura neagra emite radiatie daca are masa mai mica decat 3 x masa soarelui, si dupa un timp se "evapora", transformandu-si incet toata masa in radiatie. Cu cat e masa gaurii negre mai mica, cu atat temperatura ei e mai mare si ea se evapora mai repede. Daca gaura neagra e foarte mica, de exemplu cateva tone, atunci ea are temperatura mare si se evapora instantaneu transformandu-se complet in radiatie in o explozie luminoasa. Expansiunea universului In urma exploziei initiale, universul a inceput sa se extinda. Exista trei posibilitati teoretice care depind de masa critica, o constanta a universului. Masa si energia sunt echivalente prin ecuatia E = m * c ^ 2, in care E este energie, m este masa in kg si c este viteza luminii. Asadar, daca totalul materiei si energiei din univers este mai mare decat masa critica, atunci universul se va extinde pana la o limita, apoi se va retrage si micsora pana cand tot universul va fi redus la un volum subatomic din care probabil va exploda din nou. Daca totalul materiei si energiei din univers este egal cu masa critica, atunci universul se va extinde pana la o limita apoi va incetini si opri si va ramane asa - dar in natura nimic nu sta pe loc, totul e in miscare continua. Iar a treia posibilitate este daca totalul materiei si energiei din univers este mai mica decat masa critica, atunci universul se va extinde la infinit. Observatiile astronomice arata ca universul nostru se extinde, si ca materia vizibila, adica stele, galaxii, etc sunt numai 4% din masa critica. Insa, observatiile mai arata ca materia vizibila se comporta (orbiteaza prea repede etc) ca si cum ar fi mult mai multa materie nevazuta si energie nevazuta pe care nu stim s-o observam direct dar care afecteaza gravitational materia vizibila. Toate observatiile noastre sunt bazate pe spectrul electromagnetic, de la raze gamma, raze X, lumina ultravioleta, vizibila, infrarosie, microunde si unde radio. Daca A (o stea) e mult mai masiva decat b (o planeta) si b orbiteaza in jurul lui A, si distanta intre A si b = R, atunci punctele Lagrange L1 si L2 sunt la distante d aproximativ egale de b, d = R ( b / ( 3 x A ) )1/3 De la pagina cu toate planetele din sistemul solar vedem ca masa soarelui = 1989100000x1021kg, Terra (planeta noastra) = 5973,6x1021kg si Luna = 73,49x1021kg. Distanta medie intre soare si Terra este 1 AU = 149 597 870 km iar intre Terra si Luna distanta medie este 384400 km. Astfel, pentru sistemul Soare-Terra distanta punctelor L1 si L2 de planeta noastra sunt: d = 149597870 km ( 5973,6 x 1021kg / (3 x 1989100000 x 1021kg) )1/3 = 149597870 km x .0100035 = 1496502 km Asadar, punctul L1 se afla tot timpul exact in directia soarelui la distanta de vreo 1,5 milioane km de Terra, iar punctul L2 e situat tot timpul exact in directia opusa soarelui la distanta de vreo 1,5 milioane km de Terra. In mod normal, un obiect, de exemplu o planeta sau sonda spatiala, aflata in orbita in jurul soarelui, orbiteaza mai repede daca e mai aproape de soare si mai incet daca e mai departe de soare. Dar daca o sonda (trebuie sa fie mult mai putin masiva decat pamantul, planeta noastra) se afla la punctul L1, atunci ea merge in jurul soarelui cu aceeasi viteza ca pamantul datorita gravitatiei planetei noastre, desi se afla mai aproape de soare si in mod normal ar merge mai repede. Daca sonda se afla la punctul L2, atunci ea merge in jurul soarelui cu aceeasi viteza ca pamantul datorita gravitatiei planetei noastre, desi se afla mai departe de soare si in mod normal ar merge mai incet. Acestea sunt avantajele punctelor L1 si L2 - punctul L1 e util pentru o sonda pentru a observa soarele in continuu, iar punctul L2 pentru o sonda care sa observe stelele in continuu. In acelasi timp ambele sonde, la L1 si L2, isi pastreaza distanta de planeta noastra fara a se indeparta in spatiu ceea ce ar ingreuna comunicatiile cu sonda, si fara sa treaca prin spatele planetei, ca in o orbita obisnuita in jurul planetei in care sonda nu poate observa periodic soarele sau stelele pentru o parte din fiecare orbita fiindca se interpune planeta intre soare sau stele si sonda. Punctele L1 si L2 nu sunt perfect stabile datorita faptului ca in sistemul solar nu sunt doar soarele si Terra, sunt si celelalte planete, luni si asteroizi care afecteaza gravitational sonda. Astfel pentru a mentine pozitia la punctul L1 sau L2, sonda orbiteaza punctul pe o orbita a carui plan este perpendicular cu linia imaginara care conecteaza soarele si pamantul, linie pe care se afla punctele L1 si L2. Aceasta orbita nu este perfect circulara ci are o forma si durata care variaza unpic si se cheama orbita cvasi-periodica. Sonda poate orbita punctele L1 si L2 fiindca acestea o atrag avand echilibru gravitational. In ce priveste punctul L1, e de preferat ca sonda sa fie plasata pe o orbita cu raza de 100-200 mii km distanta de punctul L1 ca sa nu fie exact in directia soarelui, ceea ce ar afecta comunicatiile radio cu sonda. Sonda WMAP, care orbiteaza soarele pe axa soare-pamant si se afla tot timpul in spatele pamantului vazut dinspre soare, la punctul L2 in spatiu, a masurat radiatia de fond a universului de pe tot cerul de jur imprejurul pamantului care provine de la 380000 de ani dupa explozia initiala. Mai devreme universul nu poate fi observat astfel fiindca nu era transparent. Rezultatele indica varsta universului la 13.7 miliarde de ani +/- 1%, iar continutul universului este 73% energie nevazuta, 23% materie nevazuta, 4% atomi (galaxii, stele, praf si gaze interstelare) si se extinde la o rata de 71km/sec/megaparsec. Aceste rezultate sunt redate prin interpretarea teoriei relativitatii. Rezultatul neasteptat este ca universul nostru nu numai se extinde, dar se extinde cu viteza tot mai mare, ceea ce nu corespunde cu nici una din cele trei posibilitati de mai sus. Logic, in urma unei explozii precum explozia initiala a universului, valul exploziei se extinde cu viteza constanta. Aceasta extindere tot mai rapida poate face ca in timp sa nu se mai vada nici o galaxie pe cer, ele fiind prea departate pentru a mai fi observate, apoi stelele din galaxia noastra vor fi prea departate pentru a mai fi vazute, apoi planetele din sistemul solar, apoi chiar si atomii vor fi rupti. Acestea se pot explica prin prezenta materiei nevazute si mai ales a energiei nevazute - forme de materie si energie pe care nu stim sa le detectam. Stim insa ca gravitatia afecteaza toate particulele din univers, inclusiv cele care nu interactioneaza cu materie si energie in nici un alt fel, asadar noi si aparatele noastre fiind compuse din materie si energie nu putem observa materia sau energia nevazuta decat prin efectele ei gravitationale asupra noastra. Cosmologie Cosmologia (modelul nasterii universului) acceptata in prezent, interpretata prin teoria relativitatii, descrie nasterea universului prin o explozie initiala in care a aparut toata materia si energia care exista in univers si astazi, urmata de expansiune continua. E posibil ca o descriere mai buna a nasterii universului sa fie inflorire in loc de explozie. Universul a aparut din vid in forma unei globule stralucitoare de energie lichida super-fierbinte care a inceput sa se mareasca si sa se raceasca. Temperatura universului scade in continuare si astazi, iar expansiunea continua. Faptul ca energia si materia din univers era in forma de energie lichida super-fierbinte la inceput, in o a cincea stare, undeva intre materie si energie dincolo de solid, lichid, gaz si plasma, reiese din experimente recente. Primii 380 mii ani dupa ce a aparut din vid, globula de energie lichida super-fierbinte s-a marit continuu si temperatura a scazut iar universul nu era transparent undelor electromagnetice. Universul a devenit transparent undelor electromagnetice la vreo 380 mii ani dupa explozia sau inflorirea initiala din care e posibil ca galaxiile sa fi aparut intregi precum bule de sapun sau globuri de lichid care se separa unele de altele din globula initiala. Stelele si galaxiile care se formeaza acum se formeaza prin colaps gravitational, descris mai sus, iar modelul formarii stelelor si galaxiilor presupune ca ele s-au format si l-a inceputul universului numai prin colaps gravitational, asadar, in acest model, cand universul a devenit transparent, a continut doar nori de hidrogen care au format primele stele, care apoi au format celelalte elemente mai grele decat hidrogenul prin nucleosinteza stelara si supernove. Observatiile astronomice insa arata galaxii intregi pana la 13 miliarde de ani lumina distanta - care existau deja la relativ foarte scurt timp dupa ce universul a devenit transparent, care probabil nu au avut timp sa se formeze prin colaps gravitational asa repede. Ideea mea este ca galaxiile si stelele initiale din univers au aparut intregi cand globula initiala de energie lichida super-fierbinte s-a separat in globule mai mici - in loc de nori de hidrogen, exact cand universul a devenit transparent. Cand globula initiala a devenit destul de mare si deci rarefiata, s-a separat in o multime de globule mai mici, galaxiile de astazi, care au inceput sa se departeze unele de celelalte, si astfel universul a devenit transparent, fiindca a aparut spatiu intre globule prin care puteau trece undele electromagnetice, deci lumina. Fiecare din aceste globule s-au separat si ele in o multime (miliarde) de globule la randul lor, stelele initiale din primele galaxii. Asa e posibil sa se fi format galaxiile si stelele initiale din univers. |
