Frank van Hertrooij
Scivolemo 30 Aŭgusto 2017
Pliaj artikoloj
Nudokule oni povas vidi kelkajn milojn da steloj dum hela nokto. Tamen oni ne vidas multajn diferencojn. La plej rimarkebla diferenco estas la heleco de malsamaj steloj, kvankam tio estas nur iluzio, ĉar kiom hela stelo aspektas ne diras multe pri kiom hela ĝi vere estas.
Oni mezuras helecon per magnitudo. Tiu sistemo estis elpensata de la Greka filozofo Hiparko kaj ĝia principo estas ankoraŭ uzata de modernaj astronomoj. Stelo kun alta magnitudo estas apenaŭ videbla kaj stelo kun malalta aŭ negativa magnitudo estas ege hela. Ĉiam kiam la magnitudo malkreskas per 1, la stelo estas 2,5-foje tiom hela. La plej hela stelo en la ĉielo, la suno, estas nur mezgranda, sed tiom nekredeble proksima, ke ĝi ŝajnas plej hela. La aliaj steloj estas tiom for ke eĉ per teleskopo ili ne iĝas pli ol punktoj. Oni povas mezuri ke la heleco de steloj malfortiĝas kvadrate dum la distanco kreskas linie, kio signifas ke stelo kiu estas dufoje tiom for ol alia stelo de la sama tipo ŝajnas kvarfoje malpli hela. Por tamen povi paroli pri la heleco de steloj, oni distingas inter ŝajna kaj absoluta heleco. La ŝajna heleco dependas de kiom hela la stelo aspektas surtere, dum la absoluta heleco estas mezurata kiel la heleco de stelo je distanco de 10 parsekoj (ĉirkaŭ 33 lumjaroj). Se oni scias kiom proksima la stelo estas, oni povas kalkuli ĝian absolutan magnitudon per la formulo M=m-5(log10d-1) kiam la influo de eventualaj nuboj estas eta. Tiel mezurite, la heleco de la suno estas nur +4,85 kaj tio estas 1,5 duilionoj da fojoj malpli hela ol ĝi aspektas kun sia ŝajna magnitudo de -26,7. Kompreneble la heleco de stelo ankaŭ dependas de la ondolongo en kiu oni mezuras, ĉar steloj ne ĉiuj elsendas same multe da lumo de la sama ondolongo. Tre populara estas Mv, kiu mezuras la helecon ene de la videbla parto de la spektro, aŭ simple mezuri la tutan spektron. Dua metodo por kategoriigi stelojn laŭ ilia heleco estas per ilia lumeco, kiu mezuras la energion kiun specifa surfaco de la stelo produktas ĉiusekunde. Por kalkuli tiun lumecon, oni povas utiligi la formulon L=σAT4. La greka litero σ estas konata konstanto kaj la A kaj T respektive estas la surfaco kaj la temperaturo de la stelo. Oni mezuras lumecon per vatunuoj kun la simbolo W.
La temperaturo de la stelo influas kiom hela gxi estas, sed ne nur tion. Ĝi ankaŭ influas la ondolongon de la lumo. Tio signifas ke depende de iliaj temperaturoj, malsamaj steloj povas havi malsamajn kolorojn. La malplej varmaj steloj estas ruĝaj. Ilia surfaco povas esti 2000-3500°C. Tio ŝajnas multe, sed nia suno, kiu estas flava stelo, havas surfactemperaturon de 5000°C kaj la maloftaj Wolf-Rayet-steloj povas eĉ iĝi 60.000-70.000°C (la interna temperaturo de stelo estas kelkaj milionoj da gradoj). Tiaj steloj estas violkoloraj. Oni povas vidi la kolorojn de stelojn kiel pecon da metalo kiun oni varmigas por fandi ĝin. Unue ĝi iĝas ruĝa, poste oranĝkolora kaj flava kaj fine blanka. Same, kiam oni rigardas flamon sur kandelo, la plej varma parto estas blua, dum la malplej varma parto estas ruĝa. Ankaŭ objektoj kiuj malpli varmas ol steloj, kiel planedoj, elsendas lumon, sed pro tio ke ili havas tiom malmulte da energio, ĝi estas infraruĝa kaj ne videblas. Tial oni povas vidi diferencojn de varmeco per infraruĝa kamerao. Por igi priparoli stelojn pli facila, ekzistas specifaj kategorioj por ordigi stelojn, kiuj nomiĝas spektroklasoj. Ili iras de varma ĝis malvarma kaj ĉiuj havas propran literon. La literoj ne estas laŭ alfabeta vicordo, do oni devas parkerigi ilin aparte. Ili estas W, O, B, A, F, G, K, M kaj L, sed oni povas anstataŭe memori la anglan frazon “Wow! Oh Be A Fine Girl Kiss My Lips.” aŭ elpensi alternativon en onia denaska lingvo. Por pli nuancite indiki la spektrotipon, oni povas aldoni nombron post la litero por dividi la klasojn je intervaloj. Nia suno estas en kategorio G. Tio signifas ke ĝi estas pli malpli mezgranda. Tamen tio ne signifas ke ĝi estas kutima stelo. Pli ol 80% el steloj estas ruĝaj kaj malpli grandaj ol la suno. Tio igus onin pensi ke la plejparto da steloj kiujn oni vidas nokte estas ruĝaj, sed la malo estas vera. La plejparto da steloj ja estas ruĝaj, sed pro ilia malheleco oni ne povas vidi ilin se ili ne estas tre proksimaj.
Por bone kompreni kiel steloj fizike funkcias, koni ilian mason estas necesa. Bedaŭrinde tamen, oni ne tiom facile mezuras la mason de steloj kiel ĝian koloron, ĝian distancon aŭ helecon. Tamen ni scias kiom granda la maso de la suno estas, pro tio ke ni povas kalkuli kiom da maso ĝi bezonus por teni la planedojn en iliaj orbitoj. Se la suno havus pli da maso, la planedoj devus iri pli rapide por ne fali en la sunon kaj se ĝi havus malpli, la planedoj devus iri malpli rapide por ne esti ĵetataj el la sunsistemo. Tio funkcias por nia suno, sed oni ne povas uzi ekstersunsistemajn planedojn por tio, pro tio ke ni bezonas la mason de ilia stelo por kalkuli en kia orbito ili estas. Feliĉe tre multe da steloj estas en sistemo kun du aŭ pli da steloj kiuj ĉirkaŭiras unu la alian. Steloj estas multe pli grandaj ol planedoj, do oni povas rekte esplori ilin. Per ilia distanco kaj rapido eblas kalkuli la mason de la steloj. Tio estas tre grava informpeco, pro tio ke ĝi helpas nin kompreni kio okazas ene de la stelo. Steloj ne brulas tiel kiel karbo aŭ ligno brulas. Tio estas ĥemia reago. Kio okazas en stelo estas la kunigo de hidrogenaj izotopoj (izotopoj estas atomoj de la sama elemento kun malsama kvanto da neŭtronoj), nome deŭterio. Per kunigi hidrogenon oni ricevas deŭterion, poste oni povas kombini deŭterion kaj hidrogenon por krei izotopon de heliumo kaj finfine oni povas kunigi du heliumajn izotopojn por krei kutiman heliumon kaj du hidrogenajn atomojn. Grava diferenco estas ke kiam oni bruligas karbon, oni havas la samajn atomojn antaŭ kaj post la reago, sed ilia vicordo ŝanĝiĝis (la atomoj de la karbo kaj de la oksigeno en la aero nun estas parto de la karbona dioksido), sed en la suno oni kreas heliumajn atomojn el hidrogeno. Eĉ pli stranga estas ke kiam oni mezurus la mason de la hidrogeno kaj la heliumo, oni eltrovus ke oni perdis mason ie en la procezo. Tiu rilato inter maso kaj energio estis priskribata de la mondfama formulo de Einstein: E=mc2. La formulo estas tre simpla, sed kompreni la meĥanismon malantaŭ ĝi estas konstante debatata kaj malfacile komprenebla. Tamen por kompreni la grandan bildon, sufiĉas imagi ke iom de la maso de la stelo estas transformata al energio kaj tiu energio donas lumon kaj varmon kaj zorgas ke la stelo ne implodas sub sia propra pezo. Tamen atomoj ne tuthazarde kuniĝas. Estas fortoj ene de la atomo kiuj forpuŝas aliajn atomojn. Tial la procezo, nuklea kunfandiĝo aŭ fuzio, nur funkcias kiam estas tre alta premo kaj temperaturo. Tiel oni venkas la fortojn. Ankaŭ homoj povas uzi ĉi tiun procezon, sed nuntempe kostas tiom da energio igi la atomojn sufiĉe varmajn (estu multe pli varma ĉi tie ol en la suno, pro la manko de premo). Do la premo kaj maso havas gravan interrilaton kaj ili influas kiom bone la stelo povas “bruligi” hidrogenon. Granda stelo brulas tre forte, sed rapide foruzas ĉiom da sia hidrogeno, dum eta stelo brulas malhele, sed povas bruligi tiom longe ke la universo tro junas por vidi ilin morti. Ĉiuj variabloj estas ligitaj, sed kion tio povas instrui al ni pri hazarda stelo?
En 1914, la Dano Hertzsprung kaj la Usonano Russel trovis la rilaton inter la heleco kaj la koloro de steloj sendepende. Pro tio la grafo kiu montras tiun konekton nomiĝas Hertzsprung-Russel aŭ HR diagramo. Tia diagramo havas du aksojn. La vertikala akso indikas la absoluta lumeco de la stelo kaj la horizontala montras la temperaturon de la surfaco aŭ la koloron de la stelo. Ĉiu stelo havas sian propran punkton ie sur la diagramo, tiel ke la grandaj, varmaj steloj estas supre kaj maldekstre dum la etaj malvarmaj steloj estas sube kaj dekstre. Tre interesa observo estas ke kiam oni enmetas la stelojn, la granda plejparto de ili aperas pli malpli sur linio. La zono tra kiu la linio iras nomiĝas la ĉefa sekvenco. 90% el la al ni konataj steloj estas en tiu sekvenco, moviĝas al gi aŭ ĵus eliris. Tiom da steloj estas en tiu regiono, pro tio ke ĝi estas tre stabila regiono. Kiam stelo naskiĝas, ĝi kaptas tre multe da materio el siaj ĉirkaŭaĵoj. La gravito de la stelo igas la materion iri al la centro de la stelo, sed kiam ekestas sufiĉe da premo, la hidrogeno en la kerno ekkunfandiĝas. Tio kreas energio kiu volas eskapi kaj donas kontraŭpremon. Tiuj du premoj interagas ĝis ili iĝas stabilaj. Tiam la stelo estas en la ĉefa sekvenco, kio daŭris kelkajn dekojn da milionoj da jaroj por la suno, sed tio estas nur centono de la vivo de la suno ĝis nun. Pli grandaj steloj havas pli da maso, do tio kaŭzas multe pli da premo, sed pro tiu premo la stelo ankaŭ povas krei pli da energio per fuzio. Tio signifas ke grandaj steloj pli rapide iĝas plenkreskaj, sed ironie, ke ili estas tiom grandaj ankaŭ signifas ke ili pli rapide foruzas ilian hidrogenon. Kiam stelo ne plu havas hidrogenon, ĝi povas ekkunfandi heliumon. Tiel ekekzistas novajn elementojn kiuj denove kuniĝas ĝis fero. Ĉiu nuklea reago havas malsaman prembalancon, do post la foruzo de la hidrogeno, la stelo forlasas la ĉefan sekvencon kaj ĉiu elemento estas pli kaj pli rapide foruzata. Finfine la stelo produktas feron. Kunigi pli pezajn elementojn ol fero ne plu donas gajnon da energio, do tiuj elementoj estas nur kreataj kiam steloj mortas per grandaj implodoj. Kiam stelo estas malpli granda, ĝi vivos multe pli longe kaj steloj kies maso estas malpli ol 0,08-foje tiun de la suno neniam sukcesas subteni nuclean reagon. Ili daŭre malgrandiĝas kaj iĝas brunaj nanoj. Ĉiuj steloj sur la ĉefa sekvenco nomiĝas nanoj, sed je la fino de ilia vivo, kiam ili ekproduktas aliajn elementojn, ili kreskas kaj igas gigantoj, dekstre kaj supre en la HR diagramo. Tre maloftaj estas la supergigantoj, kiuj havas diametroj de miloble tiu de la suno. Ili estas la plej helaj steloj kiujn ni povas vidi kaj povas esti pli ol 250.000-oble tiom helaj kiel la suno. Ekzemploj estas Riĝelo kaj Betelĝuzo.
Steloj iĝas gigantoj ĉirkaŭ la fino de iliaj vivoj, sed ilia vera sorto dependas de kiom pezaj ili estas. La suno iĝos ruĝa giganto post ĉirkaŭ kvin miliardoj da jaroj. Ĝiaj eksteraj travoloj leviĝos ĝis la suno tiom kreskis, ke ĝi ensuĉis la tri plej proksimajn planedojn, inkluzive la teron. La suno ja pligrandiĝas, sed la maso restas same, do teorie objektoj povas resti en la sama orbito, se ili ne estas ĝenataj de aliaj faktoroj. Ĉi tiu fazo daŭros ĉiraŭ duiliono da jaroj, sed kiam la heliumo estas foruzita, la eksteraj travoloj de la stelo forbloviĝas dum la kerno de la stelo implodas. La eksteraj travoloj iĝas planeduma nebulozo, dum la kerno iĝas blanka nano, kiu troviĝas en la subo de la HR diagramo. Blankaj nanoj ne produktas energion, sed ili estas tre varmaj, do ili daŭre elsendas lumon kaj varmon. Tio daŭras ĝis neniu varmo restas kaj la kerno iĝas nigra nano. Por pli grandaj steloj, la estonteco estas multe pli spektinda. Kiam stelo estas tiom granda ke ĝi povas krei pli pezajn elementojn, ĝi faras tion ĝis fero. Tiam la premo de la fizio foriras kaj la premo de la gravito venkas. La stelo falas en sin mem kun rapidoj de 70.000km/s. Tiom da energio eskapas ke la eksteraj travoloj de la stelo estas forblovataj kun nehoma forto. Tio bonas, ĉar ĝi provizas pezajn elementojn por krei novajn stelojn kaj planetojn kaj povas miksi gasojn en ĝiaj ĉirkaŭaĵoj kaj tiel inciti stelformado. La fenomeno nomiĝas supernovao kaj kvankam ili estas plej helaj tuj kiam ili ekvideblas (foje eĉ nudokule) oni povas vidi la restaĵojn eĉ post mil jaroj per teleskopo. Tre bela ekzemplo de supernovaa restaĵo M1 en la konstelacio Taŭro.
La kerno ene de la restaĵo povas iĝi neŭtrona stelo. Tio estas stelo kun ekstera travoleto el fero, sed la granda plejparto de la stelo kosistas el neŭtronoj. Ili kreiĝas kiam la premo de la gravito estas tiom granda, ke la fortoj ene de la atomoj ne plu povas kontraŭi ĝin kiel en blanka nano. La protonoj kaj elektronoj kvazaŭ kuniĝas kaj formas neŭtronojn. Neŭtronaj steloj estas tre densaj kaj povas esti nur 20km sed tamen ĝis trifoje tiom pezaj kiel la suno. Ili povas iĝi tiom densaj pro tio ke ili ne havas tiom da malplena spaco ene. Kutime atomoj estas 99% malplena spaco kaj 99% de la maso estas en la kerno, sed pro tio ke ĉi tiaj steloj konsistas nur el neŭtronoj, ili funkcias pli kiel unu granda atomkerno. Povas esti tamen ke la premo en la stelo estas tiom granda, ke eĉ la fortoj ene de la neŭtronoj ne plu povas kontraŭi ĝin. Tiukaze la denseco de la objekto iĝas kvazaŭ senfina kaj ene de specifa radiuso la gravito estas tiom forta, ke eĉ lumo ne povas eskapi. Tio estas nigra truo.
Estas miliardoj da steloj en nia galaksio kaj miliardoj da galaksioj en la kosmo. Kiel konsekvenco, aferoj kiuj sonas preskaŭ neeblaj havas sufiĉe grandan ŝancon de okazi ie kaj iam. Pro tio, la listo de malsamaj steloj estas multe tro longa por unu blogafiŝo. Tamen oni povas kompreni la pli strangajn stelojn pli facile se oni vidis multajn da aliaj tipoj. Tio ne estas kiel disdiri la solvon al enigmo. Trovi la solvon al astronomiaj demandoj nur igas la sciencon pli interesa, pro tio ke ĉiu demando vekas novajn demandojn. Ĉiukaze oni pli longe eltenas rigardi la stelojn kun amikoj, se oni havas ion interesan por rakonti.