Estrelles

Naixement i evolució de les estrelles Anna Estorach i Teresa Fornons

“Res mor a l’univers; tot el que passa en ell no passa de meres transformacions” Pitàgores de Samos

Una estrella o estel és plasma en un equilibri semblant al equilibri hidrostàtic, que genera energia mitjançant un procés de fusió nuclear. Per els astrònoms una definició d’estel és la següent: “una enorme esfera de gas, aïllada en l’espai, que produeix energia en el seu interior, la qual es transportada a la seva superfície i irradiada des de allí a l’espai, en totes direccions”. Pel que fa la seva estructura, l’hem resumit en l’esquema següent: ESTRUCTURA ESTEL·LAR NUCLI MANTELL ATMOSFERA Es És la part més superficial de les Transporta produeixen estrelles i l'única que és visible. aquesta les reaccions energia cap a Zona més freda de les estrelles i nuclears que la superfície i en ella es produeixen els generen la segons com la fenòmens d'ejecció de matèria seva energia transporta, per convecció o corona Cromosfera fotosfera per radiació, es solar dividirà en dues zones: radiant i convectiva La primera classificació estel·lar va ser realitzada per Hiparc de Nicea, en una obra nomenada Almagest. Aquest sistema classificava les estrelles per la intensitat de la seva lluentor aparent vista des de la Terra. Hiparc va definir una escala decreixent de magnituds, on les estrelles més brillants són de primera magnitud i les menys brillants, gairebé invisibles amb l'ull nu, són de sisena magnitud. Encara que ja no s'empra, va constituir la base per a la classificació actual. La classificació moderna es realitza a través del tipus espectral. Existeixen dos tipus de classificació, basats en dos catàlegs diferents: el Henry Draper Catalogue (HD) realitzat a Harvard a principis del segle XX, el qual determina el que es denomina tipus espectral, i el catàleg de l'Observatori de Yerkes, realitzat en 1943, el qual determina el que es denomina classe de lluminositat;aquesta és la classificació espectral de Yerkes, també anomenada sistema MKK. Ambdós sistemes de classificació són complementaris.

Aquesta classificació distingeix les estrelles d'acord al seu espectre lluminós i la seva temperatura superficial. Una mesura simple d'aquesta temperatura és l'índex de color de l'estrella. Aproximadament un 10% de totes les estrelles són nanes blanques, un 70% són estrelles de tipus M, un 10% són estrelles de tipus K i un 4% són estrelles tipus G com el Sol Tan sols un 1% de les estrelles són de major massa i tipus A i F. Les estrelles de Wolf-Rayet són extremadament infreqüents. Les nanes marrons, projectes d'estrelles que es van quedar a mitges a causa de la seva petita massa, podrien ser molt abundants però la seva feble lluminositat impedeix realitzar un cens apropiat. Si l'estrella era molt Si l'estrella era més gran que el Sol ... com el Sol ... Supernova Púlsar. Si tenia . Llança la La molta Nebulos Nova. Nana. Es fa major part resta, massa, es a Llança molt petita del es fa contreu planetàr materials i densa i material. petit i encara més ia. La cap a brilla amb dens. fins resta, es l'exterior llum blanca convertir-se contreu o blava, fins en un forat que s'apaga negre

Es forma l'estel a partir d'un núvol de gas i pols Es fa gegant. Es produeixen reaccions nuclears. Masses de gas i pols es condensen al seu entorn (protoplanetes). En la seva seqüència principal tenim l'estel amb planetes. L'estel segueix estable mentre es consumeix la seva matèria. Des de la terra seguim observant l'estel durant un temps, encara que aquest hagi desaparegut. L'estel comença a dilatar-se i refredar-se. Creix, engolint els planetes, fins convertir- se en un Gegant Roig. Es torna inestable i comença a dilatar-se i encongir-se alternativament fins que explota Les estrelles, però, no són eternes, també tenen la seva vida i la seva extinció.

L'evolució d'una estrella sol ser la següent: L'espai interestel·lar és ple de núvols de gas i de pols que contenen una notable diversitat de compostos químics, com hidrogen, monòxid de carboni, aigua, alcohols, amoníac, etc... Actualment es creu que les estrelles neixen en regions de l'espai on aquests núvols són molt densos, com en els braços de l'espiral que dóna forma a la nostra galàxia, la Via Làctia. Degut a la pròpia gravetat de les partícules presents en un núvol, aquest últim comença a contreure's i es fragmenta en diferents parts, cadascuna d'elles amb possibilitat de convertir-se en protoestel. Les observacions semblen indicar que una estrella no neix d'un núvol, sinó que el núvol, en dividir-se en diferents parts, dóna a lloc a diverses estrelles a la vegada. El procediment de formació de les protoestels es pot resumir en els següents passos: 1. Un núvol interestel·lar de gas i pols compleix els requisits de densitat com per començar a contreure's. 2. A mesura que la densitat augmenta (degut a la contracció) es van formant diferents nuclis dins del núvol que segueixen contraient-se independentment dels altres, amb la qual cosa el núvol es parteix en diferents "sub-núvols". 3. Cada fragment continua contraient-se fins començar a ser òpticament opac. La temperatura dels fragments comença a pujar. 4. La pressió cada cop més alta de cada fragment atura la contracció. En aquest punt s'han format les protoestels a partir del núvol original. Quan un fragment d'un núvol interplanetari dóna lloc a una protoestel, aquesta es troba amb que el seu nucli continua contraient-se a poc a poc, mentre que en la regió més exterior es continua absorbint matèria. En aquest punt, la protoestel consisteix majoritàriament de molècules d'hidrogen. Per entendre el procés hem de tenir en compte quines forces actuen en l'interior d'una (proto)estrella. Per una banda tenim la força de la gravetat, que fa que la matèria que forma l'estrella tendeixi a compactar-se. Per altra, tenim la força deguda a la pressió interna, deguda a l'escalfament dels gasos continguts. És a dir, tenim dues forces que s'oposen: una tendeix a compactar l'estrella i l'altra a fer-la explotar.

En un protoestel, quan la temperatura assoleix els 1800 K les molècules d'hidrogen es dissocien en àtoms d'hidrogen. Es diu que el gas s'ionitza. Aquest procés consumeix energia, la qual cosa fa que l'augment de temperatura disminueixi. Això produeix que la pressió creixi més lentament, la qual cosa fa que la força gravitatòria guanyi i incrementi la contracció. A mesura que l'estrella es contreu cada cop més, arriba un moment en què la fricció del material compactat fa que augmenti la temperatura, fent que la pressió s'incrementi de nou i es repeteixi altre cop el cicle. Aquests events es repeteixen fins que l'estrella assoleix l'equilibri hidrostàtic, en el qual el gas es troba completament ionitzat; estat que es coneix com a plasma. En aquest punt la temperatura assolida és de 10000 K. El radi de la protoestel, que inicialment era d'unes 100 AU, s'ha reduït a tan sols 0.25 AU, i aquesta continuarà absorbint el material del seu voltant que hagi quedat del núvol, fent que la seva massa i densitat augmentin cada cop més. Per a estrelles d'unes quantes masses solars, la compactació de l'estrella triga tan sols uns quants centenars d'anys. El temps per arribar a la Seqüència Principal, que explicarem a continuació, varia en funció de la massa de l'estrella: una estrella de 15 M es condensa cap a la Seqüència Principal en uns 60000 anys mentre que una estrella de 0.1 M trigaria alguns centenars de milions d'anys. La Seqüència Principal (SP) és el període de la vida d'una estrella en què la seva única font d'energia és l'hidrogen que es fusiona en el nucli. Durant aquest període, l'estrella es troba en equilibri i és el període més llarg de la seva vida. El nostre Sol es troba actualment en la seva SP. A mesura que la protoestel inicial augmenta cada cop més la seva temperatura interna, les partícules del seu interior es mouen cada cop més ràpid. Quan la temperatura assoleix uns 4 milions de graus, els àtoms d'hidrogen es mouen suficientment ràpid com per fusionar-se amb d'altres i donar lloc al que es coneix com a cadena protó-protó (pp). És en aquest moment comença la Seqüencia Principal. (La cadena protó-protó (o cadena pp) és el procés de reaccions nuclears que fusionen l'hidrogen transformant-lo en components químics cada cop més pesants. La primera baula d'aquesta cadena es correspon amb la transformació de l'hidrogen en heli i energia mentre que la resta de la cadena consisteix en convertir l'heli en altres productes, alliberant també energia) Si observeu el diagrama de dalt, en primer lloc es produeix una reacció que té molt poca probabilitat de succeir: en mitjana, i per a una estrella com el nostre Sol, dos àtoms 1H formen un àtom 2H cada 100.000.000.000 d'anys. Gràcies a aquest fet, el Sol ha brillat i brillarà durant molt de temps. Altrament, si la reacció fos més probable de succeir, l'hidrogen del Sol ja s'hagués exhaurit i la nostra estrella ja no brillaria. En segon lloc, la fusió entre àtoms 1H i 2H succeeix amb molta probabilitat i el procés produeix heli (3He) i energia en forma de rajos gamma . Finalment només afegirem que quan el protoestel inicial és més massiu (massa superior a 1.5 Msol), la seva temperatura interior pot superar els 20 milions de graus. A

aquestes temperatures predomina un altre tipus de reacció nuclear que es coneix com a cicle CNO. La Seqüència Principal d'una estrella finalitza quan l'hidrogen del seu centre s'esgota després d'haver estat fusionat al llarg de la seva vida. En aquest punt, el nucli de l'estrella és pràcticament d'heli i les reaccions nuclears que s'hi originaven, s'aturen. En funció de com era de massiva l'estrella, la seva mort té una evolució i final diferents:  Estrelles de massa entre 0.08 Msol i 0.26 Msol Un cop l'hidrogen del seu interior es fusiona completament en heli, les estrelles d'aquest ordre masses es contreuen i es converteixen en el que es coneix com a nanes blanques, objectes de dimensions semblants a la Terra però molt densos, que brillen feblement durant un temps fins que finalment s'apaguen completament. Quan pateixen la contracció del seu nucli, deixen a l'espai restes de gas que formaven part de l'estrella, formant una nebulosa planetària.  Estrelles de massa inferior a 1.5 Msol Quan una estrella d'aquest ordre de massa (com el nostre Sol) esgota l'hidrogen del seu nucli, les reaccions nuclears que s'hi succeïen, s'aturen. Això provoca que la força de la gravetat venci la força de la pressió de les reaccions nuclears fent que el nucli es contregui. Aquest procés allibera molta energia, la qual fa que el poc hidrogen restant al voltant del nucli iniciï de nou fusions nuclears. Aquestes fusions, que ara es generen dins de l'estrella però fora del nucli, fa que l'estrella brilli més i es faci més gran. Quan l'estrella s'expandeix, òbviament la seva seva superfície augmenta, de manera que l'energia que brolla de l'interior s'ha de repartir més al llarg d'aquesta superfície. Això fa que l'estrella es refredi a la superfície, provocant que prengui un color vermellós. L'estrella s'ha convertit en el que es coneix com a Gegant Vermella. Es preveu que el Sol es convertirà en una gegant vermella d'aquí 5000 milions d'anys, augmentant el seu diàmetre suficientment com per engolir els planetes Mercuri, Venus i la Terra. Quan definitivament tot l'hidrogen de l'interior de l'estrella s'esgota, el seu nucli es contreu i s'acaba formant una nana blanca. L'esfera de gas que s'havia expandit queda a la deriva per l'espai, formant una nebulosa planetària.  Estrelles de masses de més d' 1.5 Msol Les estrelles molt massives tendeixen a compactar el seu nucli sense canviar les seves mides. Si l'estrella és de l'ordre de 5 Msol llavors acaba esclatant en el que es coneix com una supernova, una immensa i violenta explosió que escampa gas i partícules per l'espai, a milions de kilòmetres. Es creu que el nucli de l'estrella també quedaria destruït.

Finalment, per a les estrelles més massives (de l'ordre de 30 Msol) és produeix l'explosió de:  Supernova, explosió estelar que es pot manifestar de forma molt notable, fins i tot a primera vista, en llocs de l'esfera celest on abans no s'havia detectat res en particular.Per aquesta raó, a esdeveniments d'aquesta naturalesa se'ls va anomenar inicialment stellae novae ( «estrelles noves") o simplement novae. Les supernoves produeixen espurnes de llum intensíssims que poden durar des de diverses setmanes a diversos mesos. Es caracteritzen per un ràpid augment de la intensitat fins a assolir un màxim, per a després decréixer en brillantor de forma més o menys suau fins a desaparèixer completament.  Estrella de neutrons, romanent estel·lar deixat per una estrella supergegant després d'esgotar el combustible nuclear en el seu nucli i explotar com una supernova. Com el seu nom indica, aquestes estrelles estan compostes principalment de neutrons, més un altre tipus de partícules tant en la seva escorça sòlida de ferro, com en el seu interior, que pot contenir tant protons i electrons. La massa original de la supernova ha de ser major a 9 o 10 masses solars i menor que un cert valor que depèn de la metal·licitat. Les estrelles amb masses menors a 9-10 masses solars evolucionen en nanes blanques embolicades, almenys per un temps, per nebuloses planetàries. Una estrella de neutrons típica té una massa entre 1,35 i 2,1 masses solars i un radi d'entre 20 i 10 km .  Forats negres, regió de l'espai-temps provocada per una gran concentració de massa en el seu interior, amb enorme augment de la densitat, el que provoca un camp gravitatori tan gran que cap partícula material, ni tan sols els fotons de llum, pot escapar d'aquesta regió. Aquest procés comença posteriorment a la mort d'una gegant vermella . Després de diversos milers de milions d'anys de vida, la força gravitatòria d'aquesta estrella comença a exercir força sobre si mateixa originant una massa concentrada en un petit volum, convertint-se d'aquesta manera en una nana blanca. En aquest punt aquest procés pot continuar fins al col lapse d'aquest astre per l'auto atracció gravitatòria que acaba per convertir a aquesta nana blanca en un forat negre. Aquest procés acaba per reunir una força d'atracció tan forta que atrapa fins a la llum en aquest. L'estrella més propera a la Terra i el major element del sistema solar és el Sol. És pres com l'estrella prototípica, no per què sigui especial en cap sentit, sinó perquè com hem dit abans és la més propera a la Terra i per tant la més estudiada. La majoria de les característiques de les estrelles se solen amidar en unitats solars. Les magnituds solars són usades en astrofísica estel·lar com a patrons. La massa del Sol és: Msol = 1.9891 × 1030 kg i les masses de les altres estrelles s'amiden en masses solars abreujat com Msol

El Sol es va formar fa 4.650 milions d'anys i té combustible per a 5.000 milions més. Després, començarà a fer-se més i més gran, fins a convertir-se en una gegant vermella. Finalment, s'enfonsarà pel seu propi pes i es convertirà en una nana blanca, que pot trigar un trilió d'anys a refredar-se. Dades sobre el Sol La Terra Tamany: radi equatorial 695.000 km. 6.378 km. Període de rotació sobre l'eix de 25 a 36 dies * 23,93 hores Massa comparada amb la Terra 332.830 1 Temperatura superficial mitjana 6000 º C 15 º C Gravetat superficial a la fotosfera 274 m/s2 9,78 m/s2 * El període de rotació de la superfície del Sol va des dels 25 dies a l'equador fins als 36 dies prop dels pols. Més endins sembla que tot gira cada 27 dies. Les capes el SOL  Corona: té una temperatura de 2000000ºC. És la atmosfera exterior del Sol .  Cromosfera: té una temperatura de 10000ºC. És la atmosfera interna del Sol. Arriba fins els 10 km de altitud.  Fotosfera: té una temperatura de 5500ºC. És la superfície del Sol.  Nucli: té una temperatura de 15000000ºC. És el centre del Sol. El nucli és la part més calenta del Sol.  Zona de radiació: té una temperatura de 2500000ºC. És la capa interior que envolta el nucli.  Zona de convecció: té una temperatura de 1100000ºC. És la capa interior del Sol, entre la superfície i la zona de radiació.

Actualment el Sol s'estudia des de satèl·lits, com ara l'Observatori Heliosfèric i Solar (SOHO), dotats d'instruments que permeten apreciar aspectes que, fins ara, no s'havien pogut estudiar. A més de l'observació amb telescopis convencionals, s'utilitzen: el coronògraf, que analitza la corona solar, el telescopi ultraviolat extrem, capaç de detectar el camp magnètic, i els radiotelescopis, que detecten diversos tipus de radiació que resulten imperceptibles per a l'ull humà. Finalment en quan a la mort, podem dir que el moment en que desaparegui el sol o una de les majors fonts d’energies naturals, desapareixerien amb ella tots els processos que causen com per exemple la fotosíntesi. És a dir si els productors del planeta (plantes) desapareixen, els consumidors primaris i secundaris (herbívors, carnívors...) no tindrien en que basar la pròpia alimentació i l’aportament d’energia per tant, causaria un desequilibri total deixant com a resultat una extinció massiva d’espècies terrestres.

Estrelles

by anna i teresa on Apr 26, 2010

Accessibility

Upload Details

Usage Rights

2 Embeds 5

Statistics

Estrelles Document Transcript

http://arbreannaiteresatasques.blogspot.com	4
http://www.slideshare.net	1