Stea

De la Wikipedia, enciclopedia liberă

O stea este în general un anumit tip de corp ceresc din cosmos, masiv şi strălucitor, deseori cu formă aproximativ sferică, alcătuit din plasmă în oarecare echilibru hidrostatic, şi care a produs în trecut sau încă mai produce şi azi energie pe baza reacţiilor de fuziune atomică din interiorul lui.

Cuprins 1 Generalităţi 2 Caracteristicile stelelor 2.1 Atmosfera stelară 2.1.1 Magnitudinea stelelor 2.1.2 Luminozitatea stelelor 2.1.3 Spectrul stelar 2.1.4 Temperatura efectivă a stelelor 2.1.5 Mărimea stelelor 2.2 Interiorul stelelor 2.2.1 Masă 2.2.2 Compoziţie chimică 2.2.3 Mişcarea stelelor 2.3 Distanţa 3 Clasificare 4 Cum produc stelele energie 5 Cum se nasc stelele 5.1 Nor molecular 5.2 Protostele 6 Sfârşitul unei stele 6.1 Stelele neutronice 6.2 Gaura neagră 7 Vezi şi 8 Legături externe

[modifică] Generalităţi

Multe stele se pot vedea ca puncte strălucitoare pe cerul nopţii. Ele tremură sau clipesc, aceasta însă numai aparent, datorită efectului atmosferei terestre. Cea mai cunoscută stea este desigur Soarele. El este o excepţie notabilă, fiind singura stea suficient de aproape de Terra pentru a fi vizibilă ca un disc, şi nu ca un punct.

Masa totală a unei stele este o caracteristică importantă, care decide asupra evoluţiei şi sorţii ei finale.

Cu ochiul liber se pot observa aproape 5.000 de stele. Folosind un telescop se pot observa deja sute de mii de stele din Calea Lactee (galaxia noastră). Cu un radiotelescop se pot cerceta chiar milioane de galaxii din univers (numărul stelelor fiind extrem de mare, circa 7•10²²). În galaxia noastră, care poartă numele de Calea Lactee, există aproximativ 300 de miliarde de stele. Cele mai mari dintre ele sunt atât de mari, încât, dacă ar putea fi poziţionate pe locul soarelui, ar "înghiţi" tot sistemul nostru solar inclusiv Pământul şi celelalte planete. Printre cele mai mici stele se numără aşa-numitele pitice albe, de mărimea planetei noastre. Există şi stele şi mai mici, anume stele de neutroni, care pot avea un diametru de numai 20 de Km. În 1997, astronomii de la Universitatea Astronomică din California au descoperit cea mai mare şi mai strălucitoare stea din univers (de până acum), numită steaua "Pistol". Ea se află în zona centrală a galaxiei noastre, şi s-ar vedea şi cu ochiul liber, dacă n-ar fi acoperită de către nebuloasa cu acelaşi nume. Distanţa dintre Pământ şi steaua Pistol este de aprox. 25.000 ani-lumină. Se mai apreciază că nebuloasa Pistol, care este formată dintr-o aglomerare enormă de stele, ar avea un diametru de aprox. 4 ani-lumină.

Stelele sunt compuse din plasmă, compoziţia lor fiind formată în mare parte din nuclee de hidrogen şi heliu. În plasma stelară se găsesc de asemenea şi cantităţi mici de oxigen, carbon, neon şi azot. Stelele emană şi elemente în formă gazoasă, iar pe parcursul evoluţiei lor şi din cauza fuziunilor atomice permanente apar în cosmos şi cantităţi mici de elemente mai grele şi chiar metale.

Soarele este cea mai apropiată stea de Pământ, aflându-se la "doar" 150 de milioane de Km. El este de 250.000 de ori mai aproape de Terra decât cea mai apropiată următoare stea, Proxima Centauri, aflată la aproximativ 37 de mii de miliarde de kilometri de Pământ. Dacă luminii Soarelui îi sunt necesare "doar" 8 minute pentru a ajunge până la noi, lumina celor mai îndepărtate stele din univers călătoreşte până la Pământ milioane de ani.

Stelele sunt de culori diferite, de la roşu intens cu toate nuanţele de portocaliu şi galben până la albastru şi alb - aceasta depinzând direct de temperatura lor. Cele mai reci stele au culoarea roşie, iar cele mai fierbinţi au culoare albastră, temperatura lor la suprafaţă depăşind uneori chiar 30.000 °C, în timp ce temperatura de suprafaţă a Soarelui nostru este de "numai" 6.000 °C.

Strălucirea unei stele se numeşte în astronomie magnitudine. Magnitudinea aparentă este strălucirea aşa cum o percepem cu ochiul liber. Magnitudinea absolută exprimă strălucirea calculată pentru o distanţă ipotetică a privitorului de 32,6 ani-lumină. Magnitudinea depinde în general de temperatura stelei. Această interdependenţă se reprezintă grafic prin diagrama "Hertzsprung-Russell", numită aşa după autorii ei. Diagrama se poate folosi şi la aprecierea vârstei şi evoluţiei viitoare a unei stele.

În interiorul stelelor care produc lumină au loc diverse tipuri de fuziuni termonucleare, acestea fiind procese prin care nucleii de atomi din plasmă se contopesc unii cu alţii pentru a forma nuclei de elemente mai grele, eliberând energie sub formă de unde radio, lumină, căldură, Röntgen ş.a. Cea mai comună fuziune nucleară stelară constă în combinarea a patru atomi de hidrogen cu un atom de heliu, însoţită de eliberare de energie sub formă de căldură şi lumină. Spre deosebire de stele, care au prin acest fapt lumină proprie, planetele din univers nu produc lumină proprie, ci doar reflectă lumina stelară care le luminează. Din această cauză planetele sunt mult mai întunecate şi ca atare extrem de greu de descoperit. De aceea, pe lângă planetele sistemului nostru solar, care în mod excepţional sunt uşor de văzut (datorită apropierii lor), până acuma (decembrie 2006) nu s-au descoperit decât circa 200 de alte planete.

Există şi sisteme stelare mai complexe, compuse din 2 sau chiar mai multe stele apropiate, care în general se învârtesc unele în jurul celorlaltora, având orbite stabile, datorate interdependenţei lor gravitaţionale. În cazul când stelele sistemului stelar sunt foarte apropiate, forţele de gravitaţie dintre ele pot fi hotărâtoare cu privire la evoluţia lor.

[modifică] Caracteristicile stelelor

Astronomii se folosesc de energia pe care o emit stelele pentru a le studia proprietăţile chimice şi fizice.

[modifică] Atmosfera stelară

Singura parte vizibilă a unei stele este atmosfera. De exemplu, atmosfera soarelui are înălţimea de 320 de km şi diametrul de 1.392.000 de km. Chiar atunci când atmosfera este relativ mică în comparaţie cu dimensiunea stelei, astronomii pot aduna de la ea informaţii importante despre stea. Lumina emisă de o stea are mai multe proprietăţi:

• magnitudinea este cea cu care astronomii măsoară strălucirea unei stele
• luminozitatea reprezintă intensitatea totală a luminii pe care steaua o emite. Astronomii se folosesc de luminozitate pentru a clasifica spectrul din care face parte steaua; ea mai oferă date şi despre temperatura şi compoziţia chimică a stelei.

[modifică] Magnitudinea stelelor

Iniţial astronomii au clasificat stelele dupa magnitudinea aparentă sau şi după strălucirea relativă a lor. Au împărţit stelele în şase grupuri, sau magnitudini, care corespund câte unui factor de strălucire. Cele mai strălucitoare sunt clasificate ca având magnitudinea 1; o stea de magnitudinea 2 prezintă o strălucire de 2,5 ori mai mică. Cea mai "palidă" stea are o magnitudinea 28.

Magnitudinea aparentă nu redă strălucirea reală a stelelor. Unele stele pot apărea cu o magnitudine aparentă mică, doar pentru că sunt la o distanţă foarte mare de pământ. De aceea, astronomii folosesc şi o altă magnitudine, numită magnitudine absolută (sau intrinsecă), şi care redă factorul de strălucire după proprietăţile fizice ale stelei.

[modifică] Luminozitatea stelelor

Luminozitatea unei stele este strălucirea intrinsecă sau totalitatea radiaţiilor emise pe secundă. Energia stelelor este generată de reacţiile termonucleare care se produc în interiorul acestora. Luminozitatea depinde şi de vârsta stelei. Stelele emit energie sub forma radiaţiilor electromagnetice care includ şi radiaţiile ultraviolete, lumina vizibila, razele infraroşii şi undele radio. Printr-o şansă unică, ecranul protector de ozon din stratosfera Terrei reţine cea mai mare parte a radiaţiei ultraviolete nocive din cosmos, facând astfel posibilă viaţa pe Pamânt. Calculul exact al luminozităţii presupune măsurarea radiaţiei totale direct în spaţiul cosmic, prin intermediul sateliţilor.

Luminozitatea stelelor variază mult de la stea la stea. Stelele pot avea o luminozitate chiar şi de 500 000 de ori mai intensă decât a Soarelui nostru.

[modifică] Spectrul stelar

Astronomii determină spectrul stelelor cu ajutorul unui instrument numit spectroscop. Acesta împarte lumina într-o bandă de culori străbătută de numeroase linii mai închise la culoare numite Liniile Fraunhofer. Aceste linii ne arată elementele de pe suprafaţa stelară. Spre exemplu, hidrogenul apare în linii de culoare roşu închis, sodiul apare în linii de culoare galben închis, fierul apare în aproape toate culorile. Fiecare element din atmosfera stelară care apare în spectru depinde de temperatura şi presiunea gazului respectiv.

După multe cercetări, astronomii au reuşit să realizeze o clasificare a spectrelor după temperatura pe care o emite fiecare stea. De la cea mai fierbinte la cea mai rece, tipurile sunt O, B, A, F, G, H, şi M. Fiecare tip de culoare se împarte mai departe în câte 10 subcategorii: O0, O1, O2, O3,...O9; B0, B1, B2, etc.

Soarele nostru este de tip G, stea de culoare galbenă, care are temperatura la suprafaţă de aprox. 6.000 °C. Mai fierbinţi, stelele de tip A, au culoare albă şi o temperatură de aproximativ 10.000 °C. Cele mai fierbinţi sunt cele de tipurile B şi O şi au culoarea albastră, iar cele mai reci, de tip M, au culoarea roşie cu o temperatură la suprafaţă de aprox. 3.000 °C.

Diagrama H-R compară strălucirea stelelor cu temperatura acestora. Linia diagonală (de la stânga sus la dreapta jos), este diagonala de referinţă; stelele aflate deasupra diagonalei (numite giganţi roşii) sunt foarte strălucitoare, chiar dacă culoarea lor este roşie, iar cele de sub diagonală (numite şi piticele albe) sunt de culoare albă, dar nu foarte strălucitoare. Acest spectru a fost conceput de Ejnar Hertzsprung (astronom danez) şi Henry Norris Russell (astronom american).

Corelarea între spectru şi diagramă nu este perfectă; aceasta nu arată culorile reale ale stelelor din spectru, pentru că nu ţine cont de distanţa lor până la Pământ.

[modifică] Temperatura efectivă a stelelor

Temperatura unei stele variază de la centrul stelei şi până la stratul atmosferic. De exemplu, miezul soarelui poate atinge 27 de milioane de °C, pe când atmosfera acestuia este de circa 5.800-6.000 °C. Astronomii măsoară temperatura atmosferei stelare comparând spectrul faţă de un aşa-numit corp negru (corp care absoarbe perfect şi în totalitate toate radiaţiile care le întâlneşte, dar asta doar teoretic).

[modifică] Mărimea stelelor

În 1920, cercetătorii au măsurat diametrul angular al câtorva stele gigant şi supergigant, cu un instrument numit Interferometru stelar Michelson. Acest diametru angular reprezintă diametrul măsurat în grade şi minute de arc; în raport cu distanţa până la stea s-a calculat apoi şi diametrul linear al stelei. Arcturus, a patra stea ca strălucire pe cer, are un diametru solar de 23, în alte cuvinte de 23 de ori mai mare decât diametrul Soarelui nostru (diametrul acestuia este de 1,39 x 10⁶ km). Betelgeuse, stea în constelaţia Orion, are un diametru solar de 1.000 de ori mai mare decât diametrul Soarelui nostru.

O tehnică de măsurare a stelelor binare (două stele care se învârt în jurul centrului de masă comun) este prin observarea eclipselor reciproce.

Altă tehnică, folosind energia pe care o emit stelele, poate determina cât de fierbinţi sunt acestea. Dacă două stele au aceeaşi temperatură, cea mai mare dintre ele emană o luminozitate mai puternică. De exemplu, Soarele şi Capella sunt două stele de tip G cu o temperatură egală (5.800°C). Din cauza luminozităţii, Capella este poziţionată în partea de sus a diagonalei din diagrama H-R, şi conform aceste diagrame, această stea trebuie să fie mai mare decât Soarele de 16 ori (ca diametru). Iar stelele de tip A şi F (piticele albe) care se află în partea de jos a diagonalei trebuie să aibă aceeaşi dimensiune. Unele pitice albe pot avea dimensiunea planetei noastre.

[modifică] Interiorul stelelor

Pentru a înţelege comportamentul stelelor, mărimea, luminozitatea şi forţa gravitaţională, trebuie studiate masa şi compoziţia chimică a lor.

[modifică] Masă

Forţa gravitaţională a unei stele depinde de masa acesteia şi de distribuţia materiei pe care o conţine. Astronomii pot calcula masa stelelor binare măsurând distanţa dintre ele precum şi durata revoluţiei lor; orbitele stelelor binare depind de atracţia gravitaţională a acestora, iar atracţia depinde de masa lor şi de distanţă.

Relaţia masă-luminozitate ne arată cât de masivă este steaua. De aici, astronomii calculează mărimea miezului stelei şi cantitatea de material expulzat ca urmare a reacţiilor de fuziune. Cu cât masa stelei este mai mare, cu atât cantitatea de materie transformată în energie este şi ea mai mare. Piticele albe şi-au consumat deja cea mai mare parte a combustibilului avut, şi conform diagramei sunt mai mici.

[modifică] Compoziţie chimică

Chiar dacă toate stelele conţin în cea mai mare parte hidrogen şi heliu, totuşi compoziţia chimică este diferită de la o stea la alta. De exemplu, recent s-a stabilit că stelele tinere conţin metale în proporţii mari, iar stelele mai bătrâne (piticele albe) au mai mult heliu în compoziţie decât hidrogen. Giganţii roşii şi-au epuizat combustibilul de hidrogen, dar ard heliu şi alte elemente mai grele.

Odată "aprinse", stelele îşi iau energia, aproape pe tot parcursul vieţii lor, din fuziunea hidrogenului cu heliul, care are loc în regiunile lor centrale. Dar acest proces are o durată mai lungă sau mai scurtă, în funcţie de masa stelei. Pentru o stea ca Soarele, acesta poate dura şi 10 miliarde de ani, dar pentru o stea de 3 ori mai masivă procesul se sfârşeşte după 500 de milioane de ani; pentru o stea de 30 de ori mai masivă, în numai 6 milioane de ani. Stelele cele mai grele la "naştere" sunt şi cele mai luminoase.

[modifică] Mişcarea stelelor

Din cauza distanţelor enorme, mişcarea stelelor nu se poate constata direct, cu ochiul liber sau telescoape, dar de fapt ele se pot deplasa cu viteze chiar foarte mari, relativ la poziţia Pământului. Astronomii pot calcula viteza cu care acestea se deplasează prin studierea spectrului lor.

Studiind stelele din apropierea sistemului nostru solar, astronomii au ajuns la concluzia ca acestea se deplasează pe orbite nedeterminate cu viteza de aproximativ 24 km/sec. Soarele se deplasează cu 26 km/sec în direcţia constelaţiei Hercule, de lânga steaua Vega.

[modifică] Distanţa

Dacă urmărim o stea suficient de apropiată de Pământ la un interval de şase luni, adică în două perioade când Pământul se află în poziţii opuse pe orbită, nu o vedem pe cer exact în acelaşi loc. Cunoscând diametrul orbitei terestre (300 de milioane de kilometri), putem calcula unghiul sub care steaua pare că s-a deplasat pe cer. Distanţa stelei faţă de Pământ se obţine pornind de la valoarea jumătăţii acestui unghi. Această metodă se numeşte Paralaxă, dar nu poate fi aplicată decât în cazul celor mai apropiate stele. Pentru celelalte stele, unghiurile de măsurare sunt prea mici.

Distanţa care le separă de Pământ nu poate fi evaluată decât prin metode indirecte. Stelele, chiar şi cele mai apropiate, se află atât de departe, încât distanţa lor este greu de exprimat în kilometri. Se preferă folosirea unei unităţi mult mai mari: anul lumină). Acesta este distanţa parcursă de lumină într-un an, în vid. Lumina se propagă cu cea mai mare viteză posibilă: ea parcurge în vid aproximativ 300.000 de kilometri pe secundă. Steaua cea mai apropiată de noi se află la o distanţă de peste 4,22 ani-lumină (Proxima Centauri).

[modifică] Clasificare

• După strălucirile lor absolute şi după temperaturile sau spectrele lor, stelele se grupează în mai multe categorii:
  • - stele normale, (cele din secvenţă principală),
  • - stele gigante, (de diferite categorii),
  • - stele pitice albe,
  • - stele subpitice.
• După compoziţia lor chimică, după poziţia în galaxie şi după mişcările lor, stelele se împart în diferite:
  • - populaţii de stele .
• După existenţa sateliţilor care le însoţesc (cu sateliţi luminoşi sau sateliţi întunecaţi):
  • - stele duble.
    • - stele duble optice, După modul de separare spre a fi vizibile:
      • - stele duble vizuale, (separate cu luneta),
      • - stele duble spectroscopice, (puse în evidenţă prin deplasarea periodică a liniilor spectrale).
      • - stele duble cu eclipsă, (puse în evidenţă prin eclipsarea lor reciprocă).
    • - stele duble fizice.
  • - stele multiple,
  • - sisteme planetare.
• După modul de grupare în spaţiu:
  • - asociaţii de stele,
  • - roiuri de stele:
    • - roiuri difuze,
    • - roiuri globulare, (care pot conţine sute de mii de stele).
  • - galaxii, ( care pot conţine sute de miliarde de stele).
• După modul de strălucire:
  • - stele cu strălucire constantă,
  • - stele cu strălucire variabilă, periodică sau neregulată, datorită pulsaţiilor intrinseci sau exploziilor, (numite stele variabile).

[modifică] Cum produc stelele energie

După 1920 astronomii au descoperit că reacţia nucleară (energie eliberată de fuziunea nucleilor din atomi) este principala sursă de energie a stelelor. Aceasta se produce în regiunea centrală a stelei unde temperatura atinge milioane de grade Celsius; la o astfel de temperatură, electronii sunt expulzaţi din nucleele atomilor, formând plasma. (atomii îşi pierd electronii şi devin ioni), lovindu-se unii de alţii şi provocând reacţii termonucleare.

În Soare, hidrogenul intră în fuziune pentru a forma heliu în lanţ proton-proton:

4¹H → 2²H + 2e⁺ + 2nu;_e (4.0 MeV + 1.0 MeV)

2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV)

2³He → sup>4He + 2¹H (12.9 MeV)

rezultă mai departe:

4¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2γ + 2ν_e (26.7 MeV)

[modifică] Cum se nasc stelele

"Naşterea" unei stele are loc în decursul milioanelor de ani, pe parcursul mai multor etape: în interiorul unui nor molecular se formează globule, care cu timpul se transformă în protostele şi apoi în stele.

[modifică] Nor molecular

În spaţiu există imenşi nori de gaze şi pulbere: nebuloasele. Într-unii din ei materia este mai densă şi mai concentrată: ea formează nori moleculari. Aceştia sunt atât de mari, încât durează zeci de ani ca lumina să-i traverseze. Masa totală a unei nebuloase poate fi de câteva sute de ori mai mare decât cea a Soarelui. Materia lor este foarte rece. Se numesc nori moleculari pentru că gazul pe care îl conţin este prezent peste tot sub formă de molecule, (adică grupări de atomi). Fiecare nor molecular se află într-un echilibru fragil. Sub efectul unei perturbaţii exterioare acest echilibru se poate rupe. În acest caz o parte din nor se prăbuşeşte în sine sub propria sa greutate, iar materia sa începe să se contracte. Apoi norul se fragmentează în mici roiuri de materie.

[modifică] Protostele

Părţile rezultate din fragmentarea norului molecular se transformă treptat în globuri mai mari, întunecate, numite globule. O globulă tipică este de mărimea sistemului solar şi are o masă de cel puţin 200 de ori mai mare decât cea a Soarelui.

Aceasta este încă un obiect foarte rece şi întunecat. Încetul cu încetul, el devine mai dens şi mai cald, apoi se transformă într-o protostea care începe să strălucească. Materia protostelelor continuă să se contracte. Protostelele par înfaşurate într-un "cocon" de gaze. Ele strălucesc, dar sclipirea lor este neregulată. Jeturi foarte rapide de gaze sunt emise în direcţia polilor. Când temperatura în centru atinge 10 milioane de grade, se declanşează reacţiile nucleare: s-a născut o stea. Timpul necesar ca o protostea să devina stea depinde de masa acesteia: 30 de milioane de ani pentru o stea ca Soarele, dar pentru o stea de zece ori mai masivă nu e nevoie mai mult de 300.000 de ani.

[modifică] Sfârşitul unei stele

Combustibil	Temperatură în  Milioane Kelvin	Densitate (kg/cm3)	Durata arderii
H	40	0,006	10 Milioane ani
He	190	1,1	1 Milion ani
C	740	240	10.000 ani
Ne	1.600	7.400	10 ani
O	2.100	16.000	5 ani
S/Si	3.400	50.000	1 săptămână
Miez	10.000	10.000.000	-

Când o stea şi-a consumat în timp cea mai mare parte din combustibilul de hidrogen, miezul acesteia se contractă şi devine mai cald. Hidrogen se găseşte încă din abundenţă la marginea stelei, unde continuă sa se transforme în heliu. Steaua se măreşte, şi culoarea acesteia tinde spre roşu. Steaua devine o gigantă roşie. Diametrul său poate ajunge de 10 până la 100 ori mai mare decât cel al Soarelui nostru. În centru se declanşează noi reacţii nucleare: heliul prezent în mijlocul stelei se transformă în carbon. Atmosfera stelei este proiectată în spaţiu, formând în jurul stelei o sferă de gaze în expansiune, o nebuloasă. Când heliul din mijlocul stelei se transformă în carbon, steaua se contractă din nou, dar nu mai devine suficient de caldă pentru a declanşa noi reacţii nucleare. Ea devine o pitică albă (o stea mică, de mărime comparabilă cu Pământul; dar unde o cantitate de materie de mărimea unui ou cântareşte câteva tone). Această stea se răceşte, strălucirea ei scade încetul cu încetul, până se stinge. Nu mai rămâne din ea decât o "pitică neagră", prea rece ca să mai strălucească.

Stelele cele mai masive produc elemente chimice mai grele, cum ar fi fierul. Ele cresc şi devin supragigante, cu o rază chiar şi de mii de ori mai mare decât cea a Soarelui. Interiorul lor este format dintr-o succesiune de straturi din ce în ce mai puţin calde şi mai puţin dense spre exterior, compuse din diferite gaze. Brusc, ele explodează şi materia lor se împrăştie în spaţiu. Este un adevărat joc de artificii cosmic. În mod violent, steaua devine de 10 miliarde de ori mai luminoasă decât Soarele. Acest fenomen poartă numele de supernovă. După explozie, nu mai ramâne din ea decât miezul. În funcţie de masa pe care o are, acesta devine fie o stea de neutroni, fie o aşa-numită "gaură neagră".

[modifică] Stelele neutronice

O supragigantă nu este distrusă complet de explozie. Aceasta îşi dezveleşte doar miezul, care este format din fier. Ea suferă o compresie fantastică şi se reduce la început la dimensiunea unei mici sfere cu diametrul de aproximativ numai 20 de kilometri, cântărind până la 500 de milioane de tone pe centimetru cub.

În ceea ce a mai rămas din stea, materia devine atât de comprimată, încât atomii sunt striviţi, formând o stea neutronică. Stelele neutronice sunt atât de mici şi atât de puţin luminoase, încât pot trece neobservate. Cu toate acestea, astronomii au putut identifica câteva stele neutronice, fiindcă acestea emit radiaţii sub forma unor scurte impulsuri periodice. Astronomii le-au numit pulsari. Pulsarii sunt stele neutronice care se învârtesc foarte repede în jurul propriilor lor axe, emiţând un fascicul de unde radio sau alte radiaţii.

[modifică] Gaura neagră

Dacă miezul unei stele care a explodat este suficient de greu, el se transformă într-un obiect chiar şi mai ciudat decât o stea de neutroni: o gaură neagră, cu un diametru de numai câţiva kilometri, dar de o densitate aproape inimaginabilă. Acest obiect are o asemenea forţă de atracţie, încât "înghite" tot ceea ce trece pe lângă el, reţinând chiar şi propria sa lumină. Găurile negre sunt deci invizibile, dar astronomii le pot totuşi detecta din cauza perturbaţiilor pe care le produc în jurul lor.

[modifică] Vezi şi

• Lista stelelor în funcţie de strălucire (după magnitude aparentă şi absolută)
• Lista celor mai masive stele (referinţă soarele)
• Lista celor mai mari stele (ca diametru)
• Lista celor mai apropiate stele
• Lista celor mai importante stele
• Lista stelelor cu sistem solar

[modifică] Legături externe

Viaţa stelelor

Stea este un articol de calitate, adică printre cele mai bune articole produse de comunitatea Wikipedia. Orice modificare ce nu îi compromite acest statut este binevenită.