Evolutie dincolo de viata

Inceputul a fost o singularitate, un caz de imposibilitate fizica si matematica, un punct de materie, lipsit de dimensiuni, si totusi, cu o masa practic infinita. Apoi a urmat o expansiune brusca, in cadrul careia primele "trei minute" au hotarit legile si structura a ceea ce urma sa fie Universul: radiatia s-a delimitat de materie, apoi, o rupere de simetrie in cadrul creerii perechilor particule-antiparticule, a facut ca antimateria sa devina minoritara; iata, in mare, geneza in teoria Big Bang-ului, momentan cea unanim acceptata, fara sa fie insa singura.
Pentru a defini Universul, este necesar un singur cuvint: energie, sub cele mai variate forme. Una dintre acestea este de natura termica, iar reactoarele de fuziune in care aceasta se produce si apoi se metamorfozeaza se numesc... stele.

Astronomul danez Ejnar Hertzsprung si americanul Henry Norris Russel au elaborat simultan, in primul deceniu al secolului XX o clasificare a stelelor, bazindu-se pe tipul spectral caruia ii apartin, pe temperatura si pe magnitudinea relativa la Soare:diagrama HR.
In functie de stadiul de evolutie, de viteza desfasurarii reactiilor de fuziune, depind luminozitatea si culoarea unei stele, si spectrul sau de absorbtie. Lumina produsa de fotosfera se descompune printr-o prisma intr-un spectru continuu, ce variaza de la rosu (lungime de unda mare) la violet (lungime de unda mica). Anumite lungimi de unda din acest spectru sunt absorbite de elementele prezente atmosfera stelara, motiv pentru care, la observarea spectrului, apar o serie de linii intunecate, liniile Fraunhofer. Cunoscindu-se lungimea de unda absorbita de fiecare element in parte, se pot determina elementele chimice prezente in cadrul acelei stele, iar de aici se pot trage o serie de concluzii referitoare la virsta si durata sa de viata.
Combustibilul primar al unei stele este hidrogenul, care, prin reactii de fuziune se transforma in heliu, acesta la rindul lui se va transforma in carbon, si asa mai departe. Stelele fierbinti "ard" mai repede decit cele mai reci, iar temperatura lor mare se datoreaza tocmai masei, in egala masura impresionanta.

Diagonala diagramei, ce reprezinta asa-numita "secventa principala", porneste de la stelele foarte fierbinti (stinga sus), pina la piticele rosii, cu magnitudine mica. Rigel (beta Orionis) este de tipul B8, o stea de 60 000 de ori mai luminoasa decit Soarele, si cu o temperatura de cca 12 000 grade. Betelgeuse, o supergiganta rosie apartinind tipului M, de 15 000 ori mai luminoasa decit Sol depaseste ca diametru orbita terestra, si este inconjurata de un strat subtire de potasiu. Aldebaran este o giganta rosie de tip K, doar de 100 de ori mai luminoasa decit Soarele, cu un diametru de 50 milioane de km.

Soarele apartine tipului spectral G2. Este desemnata drept o pitica galbena, spre deosebire de giganta Capella, din acelasi tip G.

Sirius B (tip A9) este o pitica alba, care si-a consumat combustibilul nuclear; are un diametru de 40 000 de km, insa datorita densitatii sale imense, condenseaza o masa egala cu cea a Soarelui.
In capatul inferior al diagramei Hertzsprung-Russel se situeaza Wolf 339, o pitica rosie de tip M. Temperatura sa superficiala nu depaseste 3000 de grade, iar luminozitatea corespunde unei fractiuni de 0.00002 din cea a Soarelui, cu toate ca face parte din aceeasi clasa spectrala cu Betelgeuse.

Cit de masiva poate deveni insa o stea ? Inca din 1910, sir Arthur Eddington a ridicat aceasta problema, evidentiind faptul ca, de la un punct in raza stelei, fortele pro-expansiune devin mai mari decit gravitatia care ii mentine integritatea, facind astfel imposibila acumularea de materie. Pe de alta parte, in stratele exterioare turbulentele "cromosferice" capata o amploare impresionanta, ejectind in spatiu mai multa materie decit poate acumula steaua prin acretie. Din studiile teoretice efectuate pe clusteri masivi limita superioara a masei unei stele se aproximeaza la cca 150 de mase solare; concluzia nu este insa definitiva, urmind sa fie verificata pe un numar mai mare de clusteri.

Orice sistem complex este caracterizat de evolutie; Universul reprezinta complexitatea ultima, motiv pentru care evolutia sa si a componentelor sale este, poate, cea mai spectaculoasa.
O stea nu ramine neschimbata pe parcursul eonilor; la fel ca orice fiinta vie se naste, evolueaza si moare. In nebuloase, sursele de combustibil primar alcatuite din praf interstelar si hidrogen, nucleele formate prin condensarea prafului devin din ce in ce mai masive prin acumularea de

O stea isi incepe existenta intr-o nebuloasa, o aglomerare de praf si gaz, cum ar fi aceasta: Orion.

materie, pina la atingerea unei mase critice, de colaps. Geneza stelei este o explozie violenta, in urma careia noul astru isi dobindeste stralucirea, prin initierea reactiilor de fuziune. Urmeaza apoi o serie de trasee evolutive potentiale, in functie de masa stelei formate.

Stelele de dimensiunea Soarelui intra in secventa principala, si ramin acolo pentru o perioada lunga de timp. Dupa epuizarea materialului fuzionabil, gravitatia nu mai poate echilibra tendinta de expansiune a stelei; aceasta se transforma in giganta rosie, o stea cu o temperatura mai mica, care isi mareste temporar volumul aruncind in afara materia usoara ramasa. Se preconizeaza ca peste cca 5 mld de ani, Soarele va urma acelasi curs, si ca raza gigantei formate va inghiti Pamintul depasind orbita lui Marte, pierzindu-si invelisurile exterioare in ceea ce va deveni o nebuloasa planetara. Miezul ramas va colapsa din nou, si va deveni o pitica alba, rece, mica, ce va continua sa straluceasca slab pina cind stingerea va fi definitiva, si va ajunge in stadiul de pitica neagra.
In cazul stelelor cu mase mai mari evolutia este mai rapida, (intrucit o gravitatie mai mare necesita pentru echilibrare o energie exploziva mai mare, obtinuta prin fuziunea unor cantitati corespunzatoare de hidrogen);dupa timpul petrecut in secventa principala, urmeaza etapa de supergiganta rosie, ce va pieri, cel mai probabil intr-o supernova. Ceea ce ramine este o stea neutronica (daca masa stelei initiale nu a depasit 3.2 mase solare), extrem de densa si de fierbinte.

Pentru mase ce o depasesc de peste 3.2 ori pe cea solara, teoria actuala considera gaura neagra stadiul final de evolutie, si nu steaua neutronica. Chiar daca se admite existenta potentiala a unor stele de quarkuri, sau orice alte forme de materie stabile la densitati imense, va exista si pentru acestea o masa critica, incepind de la care nu vor putea rezista colapsului gravitational.

Trecerea in timpul supernovei de la giganta rosie la stea neutronica implica o reducere a raze de cca 20 milioane de ori, in timp ce in cazul trecerii de la stea neutronica la gaura neagra, raza se micsoreaza de numai trei ori.

Primul obiect din catalogul lui Messier este o ramasita a supernovei din 1054, obiect denumit ulterior nebuloasa Crabului.
Nebuloasele se clasifica in doua mari categorii: cele similare Crabului (denumite generic SNR: "super nova remnants" ), si nebuloase planetare, care in ciuda denumirii lor nu au nimic in comun cu formarea planetelor. Acestea din urma provin din stele vechi supradimensionate, care si-au "abandonat" o parte din materie. Materia straluceste datorita radiatiei ultraviolete emise de steaua extrem de fierbinte (cca 400000º), pe cale de a deveni pitica alba. Toate nebuloasele planetare se extind progresiv; cel mai bun exemplu este nebuloasa inelara din Lyra, localizata intre b si g Lyrae.
Aceasta structura bizara, intunecata din M16--Nebuloasa Vulturul, din Serpens, nu este altceva decit o coloana de gaz rece, constituit din hidrogen molecular si praf, un adevarat "incubator"pentru stelele pe cale de a se naste. Stilpii de gaz (cel din imagine are o lungime de cca 1 a.l.) sunt erodati treptat de radiatia ultravioleta din apropierea stelelor fierbinti, proces denumit fotoevaporare. In momentul in care fenomenul se produce, molecule mai dense de gaz

din interiorul norului sunt descoperite. Intre acestea se afla steaua in stadiul sau incipient, a carei crestere este intrerupta in mod brusc prin separarea de sursa de gaz usor de la exterior. Consecinta finala a fotoevaporarii, care continua si in cadrul globulelor gazoase dense, este chiar nasterea stelei.
Fotografia a fost facuta la 1 aprilie 1995 de telescopul Hubble, la peste 6000 a.l., iar imaginea in culori a fost reconstituita pe baza spectrelor de emisie ale atomilor componenti: rosu corespunde sulfului, verde hidrogenului, iar albastru oxigenului.
Nebuloasa Orion (M42, localizata in Sabia lui Orion) are un diametru de 30 a.l., si se situeaza la o distanta de 1500 a.l. Este binecunoscuta drept loc al stelelor nascinde, si cuprinde stelele T Tauri, foarte tinere si inca instabile, care nu fac inca parte din secventa principala.

In Ursa Mare, la observarea lui Mizar, privirea se indreapta asupra apropiatei si mai slabei Alcor. O privire mai atenta va releva faptul ca Mizar este alcatuita din doua componente, dintre care una este mult mai stralucitoare decit cealalta. Cele doua alcatuiesc un singur sistem: o stea binara, la care se alatura si Alcor, desi este ceva mai indepartata de celelalte doua. Stelele binare nu reprezinta o anomalie, ci, din contra, se pare ca stelele izolate, ca Soarele nostru, reprezinta exceptiile. Cele doua stele executa o miscare de rotatie in jurul unui centru gravitational, situat undeva pe axa lor comuna, mai aproape de componenta mai masiva. Natura binara a lui Mizar a aparut in spectrele lor de emisie: exista mereu un set dublu de linii, fiecare supus unui efect Doppler contrar: componenta care se apropia prezenta un spectru deplasat spre albastru, in

timp ce liniile spectrale provenite de la cealalta componenta erau deplasate spre rosu. Liniile se suprapuneau in momentul egalarii distantei de Pamint.

g-Virginis este de asemenea o stea dubla; cele doua componente au amindoua 3.5 mag, iar perioada de rotatie este de cca 171.4 ani. In cazul lui z-Herculis, perioada este de doar 34 de ani. Exista pareri diferite in ceea ce priveste relatia dintre Proxima si a-Centauri. Sirius are o partenera pitica, trecuta prin stadiul de giganta rosie, si a carei luminozitate a scazut la 1/10 000 din cea initiala. b-Cygni este o stea galbena, iar partenerul sau este albastru, in timp ce supergigante rosii ca Antares si a-Herculis poseda parteneri ce contrasteaza intr-o nuanta usor verde.
Nu orice doua stele alaturate pe bolta cereasca pot forma un sistem binar; cel mai graitor exemplu din acest punct de vedere este a-Capricorni; cele doua componente ating 3.6, respectiv 4.2 mag, insa cea mai slaba se afla la 1600 de a.l., in timp ce cealalta la "doar" 117. Nu exista deci nici o legatura intre cele doua stele. Numarul de stele ce pot fi combinate astfel nu se opreste la doua. e-Lyrae are doua componente de 4.7, respectiv 5.1mag, iar fiecare dintre acestea sunt la rindul lor binare. Sistemul astfel rezultat este deci cvadruplu. In cazul lui q-Orionis, cele 4 componente principale sunt asezate sub forma unui trapez. Castor este cel mai vechi, si totodata cel mai slab din Gemeni; atit el, cit si Pollux, sunt stele duble, iar o alta componenta a sistemului, prea slaba pentru a fi vizibila cu ochiul liber, este de asemenea binara.

Stele variabile

Ce se intimpla in momentul in care o stea pare sa piarda brusc din luminozitate, pentru ca apoi magnitudinea sa sa revina la normal ? Acesta este cazul stelelor variabile, tipuri frecvent intilnite in Univers, clasificate in doua mari categorii, in functie de modul de producere a variatiei. Prima categorie nu include stele variabile in adevaratul sens al cuvintului, ci situatii in care componenta mai luminoasa a unui sistem binar este eclipsata partial sau total de componenta mai rece.
Modelul este Algol sau b-Persei, care in mod normal atinge o magnitudine de 2.1. La fiecare 2.9 zile, luminozitatea sa incepe sa scada, pentru a ajunge apoi la doar 3.4 mag, minimul mentinindu-se cca 20 minute. Componenta principala este Algol A, si apartine tipului spectral B, fiind o stea alba, de 100 de ori mai luminoasa decit Soarele; cealalta, Algol B este o supergiganta de tip G, mai mare, insa mai usoara si mai rece decit A, motiv pentru care, in momentul interpunerii sale intre Pamint si "sora" sa

Exploziile stelare reprezinta o uimitoare desfasurare de forte. Aceasta fotografie, (luata de Hubble la 2 martie 1997), reprezinta steaua instabila WR124 de tip Wolf-Rayet, o clasa rara, ce contine stele foarte fierbinti, cu viata scurta. In acest caz, temperatura ajunge la cca 50 000K. Explozia a proiectat materia in spatiu la o viteza de peste 200 000 km/h. Fiecare din bulele de gaz care o inconjoara depaseste de 30 de ori masa Pamintului.
Nebuloasa inconjuratoare nu este mai veche de 10 000 de ani, iar steaua se afla la 15 000 ani-lumina de sistemul solar, in Sagittarius.

apare acea fluctuatie in luminozitate.
Tot Algol este exemplul optim si pentru schimbul de masa. Initial, componenta de tip G era mai masiva, motiv pentru care a parasit secventa principala mai devreme, si a inceput sa se extinda. Cind densitatea sa a scazut suficient, influenta gravitationala a partenerei sale a inceput sa ii sustraga resursele de materie, si situatia s-a inversat.
Alte astfel de stele sunt l-Tauri si d-Librae. b-Lyrae, in apropiere de Vega, apartine unui alt tip: perioada este de cca 13 zile, iar minimele si maximele sale de luminozitate sunt de asemenea variabile, fapt rezultat din dimensiunile similare ale celor doua componente. Altfel se petrec lucrurile in cazul lui e-Aurigae, apropiata stelei Capella; prima componenta este o supergiganta foarte luminoasa , iar cea de-a doua--probabil--o stea mica si fierbinte. Eclipsari apar o data la fiecare 27 de ani, iar urmatoarea este asteptata in 2011. z-Aurigae, din aceeasi constelatie, are o perioada de 972 de zile, si este formata dintr-o supergiganta rosie, si o partenera mai mica, fierbinte; amplitudinea variatiei este insa mica (3.7-4.2 mag).
Din cea de-a doua mare categorie fac parte stelele variabile propriu-zise, care isi modifica structura si proprietatile, nu numai luminozitatea. Cele mai cunoscute sunt Cefeidele, denumite astfel dupa prototipul d-Cephei. Cefeidele sunt gigante galbene, care se afla undeva spre finalul evolutiei lor: hidrogenul si heliul sunt consumate, motiv pentru care sunt instabile, se extind, pentru ca apoi sa se contracte din nou. Perioada de variatie este cu atit mai mare cu cit steaua este mai masiva si, implicit, mai fierbinte. O serie de stele din Virgo sunt similare Cefeidelor, insa mai putin luminoase. Cea mai stralucitoare este Kappa Pavonis din emisfera sudica. Tipurile RR-Lyrae (echivalentul luminos a cca 90 de Sori) sunt caracterizate de perioade scurte si amplitudini mari.

Urmeaza stelele Mira, denumite dupa o-Ceti, care spre deosebire de Cefeide nu au structuri neregulate, fiind toate gigante rosii. Perioada numara aproximativ 332 de zile, iar magnitudinea minima poate varia de la 4 la 1.7 mag. Amplitudinea variatiei poate atinge chiar 10 mag., in cazul lui c-Cygni.

Eta Carinae este pe punctul de a exploda. Nimeni nu stie insa sigur cind--poate peste o zi, sau poate peste un milion de ani. Datorita masei sale, care o depaseste de 100 de ori pe cea solara, va deveni o supernova spectaculoasa.
Acum cca 150 de ani, a avut o izbucnire spectaculoasa, care a facut-o cea mai stralucitoare stea din cerul sudic, depasind-o chiar si pe Canopus. Este singura sursa stelara cunoscuta de lumina LASER.
Aceasta imagine, luata in 1996, indica o structura ciudata a nebuloasei care o inconjoara--doi lobi, o regiune centrala fierbinte, si o structura radiara ciudata. Lobii sunt alcatuiti din gaz si praf care absoarbelumina albastra si UV emisa din apropierea centrului. Formarea planului central ramine totusi un mister. Furnizeaza indicii pentru mecanismul de formare a nebuloasei ? Ne pot oferi o data pentru explozia viitoare ?

Stelele variabile eruptive sunt imprevizibile: g-Cassiopeiae explodeaza din timp in timp, aruncind in jur materie. Stelele de tip T-Tauri sunt inca tinere si nu au ajuns inca in secventa principala, motiv pentru care se modifica neregulat. Mai putin frecvente sunt stelele de tipul R Coronae Borealis, care isi mentin mult timp maximumul, iar minimele de luminozitate sunt cauzate de turbulente in cromosfera. Variabilele cataclismice isi mentin mult timp minimumul luminos, pentru a exploda periodic (exemple sunt SS-Cygni sau U-Geminorum), sau pentru a deveni nove. In toate aceste cazuri, sistemele sunt binare, cu una dintre componente pitica alba, care atrage materie de la "vecina" sa.

In fine, Eta Carinae a fost in secolul XIX cea mai stralucitoare stea de pe bolta, dupa Sirius, insa in momentul de fata, luminozitatea sa a scazut pina dincolo de nivelul vizibilitatii. Este inconjurata de o nebuloasa, si cindva, a fost probabil de 6 milioane de ori mai stralucitoare decit Soarele. In viitorul apropiat (din perspectiva cosmica) va exploda probabil intr-o supernova.

Uneori incepe sa straluceasca pe bolta cereasca o lumina care nu era acolo. De aici deriva denumirea latina de "nova" ("nou"). Denumirea este improprie, intrucit nova reprezinta in fapt, nu aparitia unei noi stele, ci o crestere temporara a luminozitatii unei stele slabe, urmata de revenirea in decurs de citeva zile la magnitudinea sa normala. Cel mai probabil, fenomenul reprezinta o explozie in componenta pitica alba a unei stele binare. Cealalta este o stea normala, care are o densitate relativ mica si nu a ajuns inca in stadiul "vecinei" sale, motiv pentru care aceasta din urma extrage continuu materie. In jurul piticei albe se creeaza un inel de materie, care se incalzeste treptat pentru ca apoi sa explodeze. Cu toate ca explozia este foarte violenta (echivaleaza cu energia degajata de 1 miliard de bombe cu hidrogen), pitica alba nu pierde decit o mica parte din masa. O astfel de nova, in Perseus, (1901), a stralucit timp de 4 luni la magnitudine 0. Magnitudinea actuala - si normala - a stelei este de doar 13. Printre novele cele mai cunoscute se numara si DN Geminorum (3.3 mag), T Aurigae (4.2 mag), RR Pictoris (1.1), Nova Cygni (in 1992, cu doar 4.3), toate culminind cu V603 Aquilae, in 1918, care a atins impresionanta magnitudine de 1.1. Unele dintre stele par a se transforma periodic in nove: este cazul lui T Coronae Borealis, care a stralucit la un interval de 80 de ani: o data in 1866, iar cea de-a doua oara in 1946.

Supernovele nu sunt numai nove extrem de puternice, ci fac parte dintr-o categorie total diferita.

O supernova de tip 1 are loc intr-un sistem binar, a carui prima componenta (A) este initial mai masiva decit cea de-a doua (B), motiv pentru care atinge mai rapid stadiul de giganta rosie. Materia este apoi acumulata de B, care va deveni in cele din urma cea mai masiva, in detrimentul lui A, devenita intre timp o pitica alba, constituita in principal din carbon. Schimbul insa nu a incetat. Odata ce va incepe expasiunea lui B la stadiul de giganta rosie, pitica alba va acumula la suprafata sa o cantitate de hidrogen, suficienta pentru a provoca arderea exploziva a stelei A. Energia degajata este enorma, iar luminozitatea poate depasi de 400 miliarde de ori pe cea a Soarelui, deci pe cea a unei galaxii mediocre.

O supernova de tip 2 ia nastere in urma imploziei unei supergigante, de cel putin 8 ori mai masiva decit Sol. Aceasta a epuizat combustibilul fuzionabil, dezvoltind un miez de nichel si fier, (elemente stabile din punct de vedere al reactiilor nucleare), invelite de strate succesive de siliciu si sulf, neon si oxigen, heliu, si in cele din urma, unul superficial de hidrogen. Dupa incetarea productiei de energie, stratele superficiale colapseaza spre cele centrale; protonii si electronii sunt striviti, se transforma in neutroni in urma actiunii unor forte imense, iar temperatura ajunge la 100 miliarde de grade. Se ajunge in final la o explozie, in urma careia mare parte din materia stelara este propulsata in spatiu, iar materia grea se condenseaza intr-o stea neutronica. Explozia poate depasi de 5 miliarde de ori energia luminoasa degajata de Soare. In Calea Lactee au avut loc in ultimele milenii doar 6 astfel de fenomene, toate suficient de puternice pentru a fi vizibile cu ochiul liber ziua. In 1006, in Lupus, a aparut o astfel de sursa luminoasa, similara lunii in primul patrar. Mai multe se cunosc despre supernova din 1054, care a lasat in urma nebuloasa Crabul (aflata la 6000 de a.l.), si un pulsar cu o frecventa de 30 Hz. In Cassiopeea, in 1562, a aparut "Steaua lui Tycho", la 20 000 a.l., iar in 1604 Johannes Kepler observa o alta supernova. In 1885 s-a semnalat o noua stea in Andromeda, situata la 2 milioane a.l. de sistemul solar, iar in 1987, Marele Nor al lui Magellan a fost scena pentru un spectacol de 2.3 mag. Supernova ultima a fost observabila timp de saptamini cu ochiul liber; in mod surprinzator, steaua initiala nu a fost o giganta rosie, ci o stea albastra, veche de cca 20 milioane de ani, de 20 de ori mai masiva decit Soarele. Se crede ca la origini, aceasta a fost o supergiganta rosie, care a pierdut cu putin inainte de fenomen stratele superficiale. Materia a fot aruncata in spatiu cu o viteza de 10000 de km/s, si a luminat norii gazosi dimprejur.

Dupa ce ultima scinteie de viata a unei stele se elibereaza intr-o fenomenala explozie, resturile supernovei se condenseaza pentru a forma un corp ceresc cu o masa de aproximativ 2 ori mai mare decit a Soarelui, insa cu un diametru de numai citeva zeci de kilometri. Fortele gravitationale enorme distrug strutura atomica, strivind laolalta electronii si protonii si dind nastere unui asa-zis fluid, ce contine neutroni si alte particule, adapostit de o crusta solida de fier, nu mai groasa de 2 kilometri. Astfel ni se infatiseaza o stea neutronica, o picatura inghetata de fier, undeva, sus, pe bolta cereasca.
Insa chiar si aici exista variatii, pentru ca nimic nu este anost in Cosmos; exista pulsarii radio, si, desigur, magnetarii...
Primul pas in detectarea magnetarilor si in constructia esafodajului teoretic care avea sa le sustina existenta, a fost reprezentat de o serie de evenimente, numite generic SGR-uri (Soft Gamma Repeaters). Radiatia gama este alcatuita din fotoni cu energie inalta, superioara spectrelor X, ultraviolet, vizibil, microunde si radio. Este observabila doar din afara atmosferei terestre, intrucit, fiind o radiatie ionizanta, este absorbita in contact cu atomii carora le cedeaza energie.
Prima emisie a unui astfel de SGR a fost detectata la 7 ianuarie 1979, in Sagittarius. Apoi, doar doua luni mai tirziu, la 5 martie 1979, a aparut si un al doilea emitator de radiatie gama, de departe cel mai puternic vazut vreodata.
Timp de ani intregi, cercetatorii nu au facut diferentierea intre flash-urile obisnuite de radiatie gama (Gamma Ray Bursts, sau GRB), si un SGR-uri. In 1998, prin intermediul detectoarelor moderne s-a detectat in medie cam 1 GRB pe zi, in timp ce SGR-urile apar in numar mai mic, (10-20 pe an), de regula in grupuri. Care este insa diferenta dintre cele doua ?

Aceasta este prima "privire", in spectrul luminii vizibile, asupra unei stele neutronice izolate, prin intermediul lui Hubble. Steaua este foarte fierbinte (peste 1.2 mil F la suprafata), are o luminozitate mica (sub 25 mag) si are o dimensiune de cca 28 km in diametru. Se afla in fata unui nor molecular, situat in Corona Australis, la cca 400 a.l.

Pina in 1987, nu se credea ca exista vreuna. Dar, spre deosebire de exploziile de radiatie gama, pulsurile emise de SGR-uri au un caracter periodic, diminuindu-se apoi pina la disparitie dupa citeva pulsatii; in plus, radiatia emisa de aceste obiecte cosmice este ceva mai putin intensa decit o explozie de radiatie gama clasica. Practic, energia fotonilor implicati se apropie mai mult de partea superioara a spectrului X, decit de tipul radiatiei gama. Totusi, desi energia purtata de un singur foton este mai mica, energia totala a exploziei este influentata mai ales de numarul acestor purtatori--iar din acest punct de vedere, este enorma. Un SGR normal poate emite intr-o singura secunda energia produsa de Soare intr-o mie de ani... Evenimentul din 5 martie '79 a fost insa de 1000 de ori mai puternic. Durata unui astfel de fenomen variaza intre citeva zecimi de secunda, si citeva secunde.
Pina in prezent au fost identificate 4 astfel de surse gama, dintre care trei se afla in Galaxia noastra, iar celalalt intr-un roi stelar din apropierea ei. Totusi, acesta nu este un fenomen izolat; numarul lor real este estimat doar in Calea Lactee la citeva milioane, si, probabil proportia este aceeasi si in alte galaxii. Nu au o durata de viata prea mare, "doar" 10 000 de ani--doar o clipa raportata la infinitul Cosmic.

Evenimentul din 5 martie '79 a reprezentat o reala surpriza pentru satelitii si sondele aflate in afara Terrei. Primele care au receptat explozia de radiatie gama au fost sondele ruse Venera 11, si, 5 secunde mai tirziu, Venera 12. Peste 11 secunde, fluxul a atins sonda americana Helios 2.
Un front de unda calatorea cu viteza luminii prin sistemul solar. Curind a atins Venus, si, odata cu acesta, pe Pioneer, iar 7 secunde mai tirziu a ajuns pe Pamint, unde nimeni nu l-a observat... La iesirea din sistemul Solar a mai atins alte doua sonde: ISEE (International Sun Earth Explorer, aflat in punctul Langrange), si ICE (International Cometary Explorer).
A urmat apoi localizarea sursei. Comparind datele obtinute din mai multe puncte ale sistemului Solar, si masurind unghiul sub care radiatia a atins detectoarele extraplanetare, s-a putut determina originea emitatorului; se afla intr-o nebuloasa rezultata in urma unei supernove (SNR N49) dintr-o galaxie pitica, satelit al Caii Lactee: Marele Nor al lui Magellan (o aglomerare neregulata de stele vizibila din emisfera sudica). Avind in vedere faptul ca distanta pina la galaxie este de 180 000 a.l., evenimentul propriu-zis a avut loc acum 180 000 de ani, cu mult inainte de zorii civilizatiei umane... In momentul de apogeu, sursa a "stralucit", (din punct de vedere al energiei degajate nu neaparat in spectrul vizibil) de zece ori mai puternic decit toate stelele din Galaxie, sau decit o supernova.
In 1991, a fost descoperit un nou amanunt legat de sursa din 5 martie, botezata SGR 0526-66 (pe baza coordonatelor ceresti: 05 ore si 26 minte ascensie dreapta, 66 grade declinatie): este in egala masura si o sursa stabila de radiatie X.

SGR 1806-20 este sursa din Sagittarius, ale carei pulsatii de radiatie X abia au fost detectate. Este localizat pe directia centrului galactic, situat la 25 000 a.l., desi unii au sustinut faptul ca SGR 1806-20 se afla de cealalta parte a galaxiei, la aproape 40 000 de a.l. distanta. La fel ca si SGR 0526-66, se afla intr-o ramasita a unei supernove tinere, nu mai veche de 10 000 de ani. Perioada pulsatiilor de raze X este de 7,5 secunde. Ceea ce il diferentiaza de alte surse este emisia de particule cu energie inalta (similare vintului solar), si miscarea pe o orbita stationara in jurul unei alte stele masive, obisnuite.
Doar 6 explozii provenite de la SGR 1900+14 au fost detectate inainte de 1998, desi nu a fost la fel de studiat ca si celelalte surse de radiatie gama. Bizara este pozitia sa: in afara unei nebuloase tinere din Calea Lactee--in Acvila. In general SGR-urile au fost asociate cu nebuloasele rezultate in urma supernovelor, iar pentru a iesi din nebuloasa care i-a dat nastere trebuie sa fi primit un impuls serios, suficient pentru a ii imprima o viteza de 1500-200km/s.
In ultima saptamina a lui mai 1998 SGR 1900+14 a emis peste 50 de pulsuri, iar in august s-a anuntat detectarea unor pulsuri complementare, regulate, de radiatie X, cu o perioada de 5.6 secunde. Steaua se roteste deci, iar acele variatii de radiatie se datoreaza zonelor mai mult sau mai putin fierbinti existente pe suprafata stelei. Ca si in cazul lui SGR 1806-20, pulsatiile devin din ce in ce mai rare. Pentru a asigura o astfel de frecventa este necesar un cimp magnetic de 5X10^14 Gauss.
SGR 1815-13 a fost descoperit recent in 1997, cind a emis 3 pulsuri, receptionate de sateliti. Pozitia sa nu a putut fi determinata cu suficienta precizie pentru a se confirma daca, si el este o sursa de radiatie X.
Al cincilea SGR, 1627-41, a fost descoperit de NASA la 15 iunie 1998. A emis 26 de pulsuri, detectate de 4 receptori de raze X si gama din spatiu. Acestea l-au plasat intr-un rest de supernova din apropierea planului galactic. Si acesta este sursa unui vint stelar, propulsat de cimpul magnetic foarte puternic care variaza odata cu fracturile care au loc in crusta stelara.

Ce sunt insa SGR-urile ?
Cea mai populara teorie care poate explica existenta unor astfel de fenomene este cea a magnetarilor, elaborata initial spre a intelege originea cimpului magnetic la pulsarii radio.
Acestia sunt o varietate de stele neutronice. De la descoperirea "speciei" in 1968, au mai fost identificate sute. Pe masura ce steaua se roteste, emite pulsuri de unde radio pierzind din energie; frecventa lor scade in timp, indicind incetinirea graduala a miscarii. Cindva, acest stadiu terminal al unei stele isi va radia ultima farima de energie si se va stinge, definitiv.
Sursa acestor pulsatii radio se afla in cimpul magnetic, care urmeaza miscarea de rotatie a stelei neutronice. In punctele corespunzatoare polilor magnetici, particulele incarcate electric emit, in miscare, unde radio. Deasupra polilor, cimpul magnetic al unui pulsar este estimat la 10^12 gauss. Insa de ce ?
Stelele neutronice sunt extrem de fierbinti in momentul formarii. Fluidul care le alcatuieste se misca incontinuu, formind celule de convectie care ajuta la dispersarea caldurii. De asemenea, continind un numar relativ mic de protoni si electroni--particule incarcate electric care pot deveni purtatori liberi de sarcina--fluidul stelar este si conductor. Inductia electromagnetica este apoi cea care se ocupa de constituirea acestui cimp imens. Daca steaua "nou"-aparuta se roteste suficient de repede, combinatia dintre rotatie si convectie pot asigura un cimp magnetic de cca 10^16 gauss, printr-un efect de dinam. Pe masura ce steaua se raceste efectul scade in intensitate, la fel si cimpul--fenomen care se petrece dupa aproximativ 20 de secunde, insa acest timp este suficient pentru constituirea unui cimp puternic.
Pulsarii radio sunt astfel de stele neutronice in cazul carora mecanismul de dinam a esuat in constituirea cimpului, intrucit rotatia lor initiala nu era suficient de rapida. Spre exemplu, perioada de rotatie a pulsarului din nebuloasa Crabului a fost la nastere de cca 20 milisecunde. Pentru ca "dinamul"sa functioneze, ea trebuia sa fie mult mai mica.
In cazul magnetarilor, cimpul magnetic atinge 10^14-10^16 Gauss. Steaua este mentinuta fierbinte prin miscarea materiei care o compune. Ca orice obiect fierbinte, ea va "straluci", ceea ce explica faptul ca magentarii sunt in egala masura si surse de raze X (iata sursa adiacenta de radiatie X care apare in studiul SGR-urilor).
Fluidul care constituie materia stelei este extrem de dens, de 10^14 ori mai dens decit apa. Daca acesta ar fi transportat intr-o alta zona, spre exemplu pe Pamint, ar deveni instabil si ar exploda, insa in interiorul stelei, presiunea il stabilizeaza. Spre exterior se constituie datorita scaderii (relative) a temperaturii si presiunii, o crusta solida de cca 1 km grosime, alcatuita in principal din fier. In cazul pulsarilor, aceasta scoarta este stabila, dar la magnetari lucrurile se schimba. Cimpul magnetic exercita presiuni asupra crustei, cauzind fisuri. In momentul aparitiei unei astfel de falii se elibereaza energie, care reuseste sa propulseze fotoni suficient de multi si de rapizi pentru a da nastere unui SGR. Iata deci, ca sursele flash-urilor de radiatie gama sunt, de fapt, cutremure stelare de o magnitudine imensa.
Ocazional, insusi cimpul magnetic devine instabil si se rearanjeaza, tinzind la starea de energie potentiala minima. Acest fenomen nu este unul singular; insusi Soarele nostru trece prin astfel de etape, rearanjarea cimpului avind drept consecinta eruptiile solare.

Teoria relativitatii generalizate nu intra in contradictie cu teoria gaurilor negre, pe care le asimileaza sub forma de singularitati spatio-temporale. De ce singularitati ? Pentru ca modelul unei astfel de structuri cosmice presupune faptul ca distorsiunea "urzelii" cosmice creste gradual pina la un punct, singular, in care practic se rupe. Bizareria acestora este suficient de mare pentru a fi invizibile: viteza de evadare a materiei sau chiar a radiatiei electromagnetice (luminii) de pe suprafata sa este mai mare decit viteza maxima din Univers. (Desi am rostit cuvintul "suprafata", el are doar un rol figurativ, intrucit o gaura neagra nu mai are asa ceva...) Un corp care se afla pe o traiectorie suficient de apropiata de gaura neagra risca sa fie distrus chiar daca reuseste sa evite caderea: teoria relativitatii generalizate prezice o crestere fara limite a curburii spatio-temporale pe masura ce distanta de centrul gaurii se micsoreaza. Consecinta acestei cresteri va fi aparitia unor efecte de maree, adica de atractie gravitationala diferentiata, care va fragmenta corpul, inainte ca acesta sa dispara in singularitate. Indiferent de marimea corpului, si deci de masa sa inertiala, fortele de maree il vor divide pina la molecule, atomi, particule elementare, quarkuri, si toate acestea in doar citeva miimi de secunda.
O gaura neagra are efecte stranii asupra spatiului inconjurator.
Penrose a aratat ca daca o particula intra in cimpul gravitational al unei gauri negre in rotatie, si se dezintegreaza in doua fragmente, dintre care unul este atras in interior iar celalalt reuseste sa scape, masa/energia fragmentului care paraseste gaura va fi mai mare decit cea a particulei initiale.

Deci, o parte din energia rotationala a gaurii negre este transferata fragmentului; iata poate, mecanismul de producere a particulelor accelerate, mecanism care se pare ca sta la baza producerii razelor cosmice (particule care calatoresc cu viteza apropiata de cea a luminii). Timpul devine mai relativ ca niciodata: este cunoscut faptul ca pentru viteze relativiste, asistam la o dilatare a timpului. Este oare posibil ca la viteze hiperrelativiste, timpul sa isi inceteze definitiv "scurgerea" ? In interiorul gaurii negre exista o regiune in care curbura spatio-timpului devine infinita, iar legile fizicii, asa cum le cunoastem astazi, nu se mai pot aplica. Singularitatea ramine ceva inexplicabil, in absenta fortei imaginative. Un aspect extrem de interesant in bizara fizica a gaurilor negre rezulta din caracterul reversibil in timp al relativitatii generalizate. Deci, daca exista colapsul materiei si "disparitia" acesteia, ar trebui sa existe, de asemenea o alta singularitate care sa corespunda genezei de materie. Sa fie Big-Bang-ul o astfel de singularitate ? Sa fie Universul cunoscut structurat dual, in sensul coexistentei a doua Universuri complementare: unul in care materia este absorbita, iar altul in care materia sa fie continuu "creata", expulzata din celalalt (pentru ca apoi cercul sa se inchida prin inversarea de roluri), comunicarea dintre ele realizindu-se prin intermediul unei astfel de singularitati ? Unii fizicieni au propus existenta unor gauri albe, sau fintini stelare, care ar putea coincide ca notiune cu quasarii... Cu mult inainte de obsevarea primilor quasari, Einstein si Rosen au propus un model pe baza caruia materia disparuta in centrul unei gauri negre ar reapare intr-un cu totul alt timp si loc, in centrul unei gauri albe. Ceea ce va fi numit apoi "tunel Einstein Rosen", va ocupa un rol primordial in esafodajul teoretic dedicat... teleportarii.

Stephen Hawking, cel mai mare fizician al secolului dupa Albert Einstein, a elaborat o teorie a evaporarii cuantice, referitoare la pierderea de energie suferita de gaurile negre. Initial, se credea ca un corp care nu emite nimic si absoarbe totul, va fi, in mod logic, rece. Si totusi...
In jurul singularitatii unei gauri negre simetrice, notiunea de "sfera magica" delimiteaza doua zone: una din care materia mai poate evada, si una din care nu. Hawking a demonstrat faptul ca deasupra sferei magice, energia gravitationala este suficient de mare pentru a se putea crea perechi stabile, care nu se anihileaza, de particule-antiparticule. Unele dintre acestea vor fi absorbite de gaura neagra, insa altele se vor putea desprinde. Iata cum, desi din interiorul "sferei magice" gaura neagra nu pierde nimic, pentru ca nu radiaza nici o forma de energie, ea pierde energie gravitationala sub forma acestor particule (relativitatea generalizata afirma printre altele, ca energia si materia sunt interschimbabile).
In plus, in mod aparent paradoxal, o gaura neagra mai mica este mai "fierbinte" decit una mai mare, pentru ca "sfera magica" se afla mai aproape de singularitate, iar forta gravitationala de deasupra acesteia este mai mare, deci si fenomenul de evaporare cuantica este mai intens. Conform teoriei lui Hawking, in momentul in care raza de curbura a spatio-timpului din interiorul singularitatii atinge un nivel critic, gaura neagra va exploda, transformindu-se intr-o gaura alba. Acest fenomen pune sub semnul intrebarii una dintre legile bazale ale fizicii: principiul entropiei.
Entropia care caracterizeaza o gaura neagra este data de formula

unde k este constanta lui Boltzmann, h este constanta lui Planck, iar A este suprafata "sferei magice". Deci entropia creste odata cu cresterea dimensiunii gaurii negre. Daca, conform teoriei lui Hawking, gaurile albe sunt o continuare a stadiului de gauri negre, cum se poate justifica trecerea de la entropie mai mare la entropie minima ? Raspunsul la aceasta intrebare nu este inca elucidat.
Unde sunt insa aceste gauri negre ?

La aproximativ 6000 de a.l., in constelatia Lebada, se afla o supergiganta albastra, o stea extrem de masiva si de fierbinte: HDE226868. Ceea ce este insa bizar la aceasta stea este rotatia sa cu o perioada de 5 zile in jurul unui obiect invizibil. S-a demonstrat teoretic ca acest obiect ar avea o masa de doua ori mai mica decit "satelitul" sau, si o raza de numai 50km: o gaura neagra. Obiectul a fost denumit Cygnus-X-1. O parte din materia stelara este atrasa inevitabil spre gaura, iar finalul inevitabil al acestui straniu parteneriat va fi caderea stelei in singularitate. Absorbtia puternica de materie si energie determina o emisie in domeniul razelor X (radiatii cu lungimi de unda foarte mici si frecvente mari, fiind astfel extrem de penetrante datorita energiei mari), acesta fiind unicul mod de detectare a gaurilor negre. Alte gauri negre au stat la baza formarii clusterilor globulari (roiurilor stelare), care, in galaxia noastra, Calea Lactee ating un numar de 300. Clusterul globular M15, situat in Pegasus la aproape 37000 a.l., este cel mai dens din galaxie, motiv pentru care, in centru, forta gravitationala atinge valori impresionante. Aceasta a condus cindva la un colaps general al miezului, si mai departe la formarea unei gauri negre. Se pare ca la un moment dat in trecutul indepartat al acestui roi, stelele au convers catre miez, iar colapsul propriu-zis a avut loc probabil in decursul a citeva milioane de ani. Consecinta acestei "intimplari" a fost geneza unei gauri negre, care a cistigat masa pe masura ce din ce in ce mai multe stele au devenit captive in sfera magica. Alternativa la o gaura negra centrala ar putea fi raminerea la stadiul colapsului, o varianta in egala masura posibila. Daca cumva stelele din interior au cedat energie celor dinspre exterior, nu au mai putut face fata propriei forte gravitationale, si au implodat, stabilindu-se apoi un echilibru instabil intre miezul colapsat si celelalte membre ale clusterului. Se crede ca in cca 20% din cazuri, acesta, si nu gaura neagra, este scenariul evolutiv al clusterilor.

In plus, exista teorii care postuleaza prezenta gaurilor negre rotationale in centrele galactice, planul ecuatorial al gaurii fiind corespunzator celui galactic. S-au putut observa surse duble de radiatii radio in jurul unor galaxii, care ar corespunde caderii de materie in gaura neagra centrala, si in plus ar verifica teoria dublei emisii: o sursa de energie in miscare de rotatie emite doua jeturi diametral opuse de-a lungul axei de rotatie.
Se banuieste ca gauri negre se gasesc si in centrul quasarilor. Primul quasar descoperit a fost 3C-273, cu o magnitudine de 12.8, in constelatia Virgo (Fecioara). Deplasarea spre rosu indica o distanta de 3 miliarde de a.l.; alte observatii au avut ca rezultat obiectele BL-Lacertae. Ceea ce a condus la ipoteza prezentei unor gauri negre in centrul acestor surse puternice de unde radio a fost dimensiunea lor mica relativ la cantitatea de energie eliberata (quasarii prezinta fluctuatii drastice si rapide in luminozitate; daca, spre exemplu, perioada unei astfel de fluctuatii este de o luna, diametrul obiectului nu poate fi mai mare de o luna-lumina).
Gaurile negre, ca orice alt obiect din Univers, sunt influentate de evolutia acestuia.
Considerind Universul un sistem deschis, acesta va continua sa se dilate pina la dezmembrare: stelele vor evolua pina la stadiul de pitice negre reci, de stele neutronice, sau de gauri negre, acestea din urma ajungind sa absoarba toata materia din jur. De la acest punct I. Asimov imagina doua alternative: fie aceste singularitati vor exista pentru totdeauna, fie materia colapsata inacestea va calatori prin tunele Einstein-Rosen catre inceputurile Universului. Ipoteza tunelelor spatio-temporale insa aduc in discutie o teorie cazuta in dizgratie, formulata de catre Fred Hoyle--Teoria Starii Stationare, care afirma ca Universul a existat si va exista dintotdeauna, si ca materia se creeaza permanent...

Daca, pe de alta parte, consideram Universul un sistem inchis, concluzia va fi evolutia sa ciclica: expansiune urmata de contractie. Tot Hawking a dat o explicatie eleganta a fenomenului. La un moment dat, impulsul dat de explozia initiala va fi frinat de forta gravitationala, iar densitatea va incepe din nou sa creasca. Intregul Univers se va incalzi, vor avea loc ciocniri de galaxii, de stele, si nu in ultimul rind de gauri negre. In cele din urma intreaga materie se va concentra intr-o astfel de gaura neagra universala, cu o raza de cca 5 mld a.l.. "Gaura alba", o noua explozie primordiala, va apare in urma procesului de evaporare cuantica, declansat de scaderea temperaturii generale (la inceput, in primele trei minute, ceea ce astazi numim radiatie de fond si materia propriu-zisa, s-au decuplat; procesul invers presupune cuplarea radiatiei remanente cu materia colapsata. Astfel temperatura devine suficient de mica pentru ca cea a gaurii negre sa fie superioara, aceasta fiind conditia primordiala de realizare a procesului de evaporare).