1. LES ESTRELLES
Naixement d’una estrella
Una estrella es forma a partir d’un núvol de gas molecular dens i fred. El núvol,
per poder convertir-se en una estrella necessita copsar i incrementar la seva
densitat.
Com ho fa? Ho pot fer de dos maneres: coalisionant amb un altre núvol
molecular o pot estar el suficientment a prop per trobar-se amb la pressió
causada per una supernova gegant. Algunes estrelles, poden néixer al mateix
temps a partir de la coalició de dos galàxies. En els dos casos, es necessita
que hi hagi calor per impulsar la reacció, que prové de la gravetat atraient tot el
material cap a l’interior.
Tot el que succeeix a continuació, depèn de la mida de l’estella que acaba de
néixer (la protoestrella). Les protoestrelles petites, mai tindran suficient energia
per convertir-se en una altra cosa que no sigui una “enana marrón”. Una
“enana marrón” és un objecte sub-estelar que no pot mantindre temperatures lo
suficientment altes com per canviar la fusió del hidrogen en heli.
Evolució d’una estrella
Durant milions d’anys les estrelles estan evolucionant. Neixen quan s’acumula
en un lloc de l’espai una quantitat gran de matèria. Es comprimeix i es calenta
fins que comença una reacció nuclear, que consumeix la matèria, convertint-la
en energia.
Totes aquelles teories que hi ha sobre l’evolució de les estrelles son basades
en les proves obtingudes dels estudis dels espectres relacionats amb la
lluminositat. Aquestes observacions demostres que moltes estrelles es poden
classificar en una seqüència regular on les més brillants resulten ser les més
calents i les més petites son les més fredes.
La vida estel·lar es l’ordre de milers de milions d’anys, una persona i inclòs una
generació sencera de humans seria impossible d’observar i descobrir tot el que
li passa en el transcurs de la existència d’una única estrella.
Podem tenir una idea de l’evolució de les estrelles observant-les en les
diverses fases o etapes de la seva existència: des de la seva formació fins el
punt que desapareixen. S’ha de tenir en compte que hi ha una gran quantitat i
varietat d’estrelles existents, i que s’han vist desaparèixer estrelles com ara la
supernova de 1987 i també s’han trobat evidencies de formació d’altres de
noves com per exemple: el profund interior de la Nebulosa de Orió).
Podríem dividir per cicles de vida la formació de les estrelles, que passa per
una infància, una maduresa i un final. Mentre aquest astre viu contínuament
2. transformant l’hidrogen en heli. Te una sèrie de reaccions nuclears entre el seu
volum i el seu equilibri amb la gravetat. La massa es la que realment determina
els canvis que experimenta una estrella i allà sorgeixen les diferents etapes de
la vida.
ESTRELLES DE MASA INTERMEDIA: el sol el trobem dins
d’aquesta divisió. Son estrelles que transmeten hidrogen i
heli al seu nucli central, durant la fase de seqüència
principal. Però el primer nucli en milions d’anys es va
agotant fins arribar al punt on les fusions son insuficients
per generar pressions necessàries per equilibrar la
gravetat. Això fa que el centre de l’estrella es comenci a
contraure fins que es calenta tant que l’heli entra en
fusió i es va convertint en carboni. L’hidrogen s’apropa
cremant-se i transmutant-se en heli i les capes exterior
de l’estrella es veuen obligades a expandir-se. Aquesta
expansió fa que l’estrella es converteixi en un gegant vermell, més brillant i més
freda que abans.
Durant la fase de gegant vermell, una estrella perd moltes de les seves capes
exteriors les quals van cap a l’espai per la radiació que emet des de el seu
centre. Eventualment, les estrelles més massives d’aquest tipus aconsegueixen
ascendir al carboni per que es transmet en elements més pesats, però en
general el que passa es que s’apaga tot tipus de funció i l’estrella es derrueix
cap al seu interior degut a la transformació de la estrella a una estrella petita
blanca degenerada.
ESTRELLES DE MASA PETITA: son una raça d’estrella de llarga vida. Els
aconteciments sobre l’evolució de elles es bàsicament teòric. Els astrofísics
consideren que tindrien que tenir una evolució semblant a les estrelles de
massa intermitja, excepte que mai, al seu interior, podrien arribar a una
temperatura suficientment alta com per que l’heli s’incendies i entres en fusió.
Els remanents de hidrogen ensessos també s’allotgen en una capa fins agotar-
se totalment. Llavors l’estrella se’n refredarà fins acabar després d’uns
1.000.000.000.000 d’anys en una “enana negra”.
ESTRELLES DE MASA MAJOR: son estrelles que estan en ràpida combustió.
Les estrelles calentes, brillants i blaves d’almenys sis masses solars tracen una
3. ràpida i vistosa carrera a través del temps. La curta extensió de les seves vides
fa estranyes a les grans estrelles, ja que només aquelles formades en els
últims 30 milions d’anys (i no totes elles) existeixen avui en dia. La seva
joventut extrema també significa que encara han de trobar estrelles masives a
prop de les estrelles amb les que s’han format.
Al principi passen ràpidament a través de gairebé les mateixes fases que una
estrella de massa intermèdia, però les estrelles massives tenen nuclis tan
calentes que transmuten hidrogen en heli d'una manera diferent, utilitzant
restes de carboni, nitrogen i oxigen. Una vegada que l'estrella hagi esgotat
l'hidrogen en el nucli i hostatjat el romanent d'aquest com closques, entra a una
fase que es coneix com de «supergegant vermell». Després que els seus nuclis
s'hagin convertit en heli, l'enorme gravetat de les estrelles permet continuar la
fusió, convertint heli en carboni, carboni en neó, neó en oxigen, oxigen en silici,
i finalment silici en ferro. Arribat a aquest punt, perquè el ferro no es fusioni, el
nucli d'una estrella massiva es col·lapsa ràpidament, fins a un «forat negre» o
bé resultant en una explosió de «supernova» i convertint-se en una «estrella de
neutrons».
Quan ja ha consumit un deu per cent de l'hidrogen, l'estrella comença a mostrar
els primers signes de vellesa. El seu exterior es comença a expandir i el seu
centre a contraure. Per últim, el gas es refreda, perd una mica de la seva
brillantor i l'estrella es converteix en una gegant vermell (el vermell és sinònim
de cos fred). Amb la comprensió, el centre es fa més dens i els nuclis d'heli ara
es fonen formant carboni i altres nuclis més pesants, fins arribar al ferro amb
els seus vint protons i que no canvia. S'ha arribat al final. En l'agonia s'observa
que ja no hi ha llavors reaccions ni alliberament d'energia, i res compensa
l'empenta gravitacional que impedeixi la contracció final.
Si l’estel té menys de 1,44 vegades la massa del Sol, les restes de ferro
continuen contraient fins refredar i quedar inert rondant per l'espai. Aquest
fòssil el coneixem com estrelles nanes blanques. Quan aquesta ja ha consumit
tota la resta de combustible nuclear romanent de l'acte final, passa a ser un cos
invisible en l'espai, una nana negra.
4. Ara, si les restes després de la caiguda com gegant vermell supera 1,44
vegades la massa del Sol, la contracció continua més enllà de la nana blanca
gràcies a la gravetat, en un procés accelerat que acaba desenvolupant una
monumental explosió, la supernova. Grans quantitats de matèria dins
d’elements pesants que es van formar en l'etapa en què el centre de l'estrella
es contreia són dejectats cap a l'espai exterior.
Es pensa que les restes fòssils d'una supernova és generalment una estrella de
neutrons. Un polsar al centre de la Nebulosa del Cranc avui s'identifica amb el
nucli de la supernova de 1054. Si després de tot, encara persisteix una massa
de l'estrella per sobre dues a tres vegades la del Sol, la contracció continua i
continua formant-se aquest sorprenent objecte que és el «forat negre», del qual
ni la llum s'escapa.
Podem resumir que el destí final d'una estrella es guia pel que s'anomena límit
de Chandrasekhar de 1,44 M (1,44 masses solars). Després de la fase de
gegant vermell, la majoria d'estrelles s'hauran d’escollit per sota d'aquest límit,
convertint-se en nanes blanques. Les estrelles que comencen la seva vida al
voltant de sis vegades la massa del Sol conservaran suficient matèria en la
seva vellesa per seguir per sobre del límit divisori. Encara que el seu destí està
en discussió, els astrofísics saben que almenys algunes d'elles, son massa
massives per passar tranquil·lament, moren de manera ràpida i violentament en
espectaculars explosions conegudes com supernoves.
En uns milers de milions d'anys la seva coberta gasosa del sol es començarà a
expandir, fins que els gasos calents ens emboliquin, molt temps després que
els gels polars es van fondre i els oceans es van evaporar. En el seu camí cap
al gegant vermell, mentre el centre del Sol es transforma en una probable nana
blanca, la vida al planeta, en la seva forma actual ja no serà possible.
Final d’una estrella
Cada estrella acaba la seva vida d'una manera que depèn molt de la seva
massa inicial, aquella que va tenir quan va començar la seva existència. Una
estrella de gran massa (diverses vegades la del Sol) i que no perd molta
matèria durant la seva evolució acaba la seva vida en una explosió molt
violenta que s'anomena supernova, quan això passa l'estrella brillarà tant com
tota la galàxia en la qual es troba , encara que la seva brillantor serà efímer:
l'estrella ja està condemnada a extingir com a tal.
En el quadre hi ha els diferents estats evolutius finals per estrelles de diferent
massa inicial (M). La massa està expressada en masses solars (Msol = 1).
MassaInicial Estat evolutiu final
M < 0,01 Planeta
0,01 < M < 0,08 Enana marró
0,08 < M < 12 Enana blanca
12 < M < 40 Supernova + estrella de neutrons
5. 40 < M Supernova + forat negre
Els restes gasosos d'una supernova (que s'anomenen romanents) s'escampen
cobrint una extensa zona de l'espai, formant un núvol en permanent expansió
que s'allunya a diversos milers de quilòmetres per segon i les característiques
són bastant peculiars.El gas que compon un romanent de supernova és força
diferent al gas del núvol que va formar a l'estrella. El núvol d'origen va estar
compost gairebé exclusivament per heli, mentre que en el romanent hi ha una
gran varietat d'elements químics, restes de la fusió nuclear que passen a
l'estrella desapareguda i també a altres formats durant l'explosió que es
produeix a la fase de supernova.
En el quadre es mostren algunes estrelles amb les seves característiques
físiques més importants.
Radio
Magnitud Magnitud Temperatura
Estrella (en radis Característiques
aparent (m) Absoluta (en ºC) solars)
Centaur 0,6 -5,0 21.000 11 gegant
i
Aurigae 0,1 -0,1 5.500 12 gegant
Orion 0,4 -5,9 3.100 290 supergigante
Scorpi 0,9 -4,7 3.100 480 supergigante
Sirio B 8,7 11,5 7.500 0,054 enana blanca
D'aquesta manera es recicla el material estel·lar: les estrelles que es formin
amb el gas expulsat en una explosió de supernova, seran menys riques en
hidrogen i heli, però més riques en els elements químics més pesats, que les
estrelles de la seva generació anterior.
Però passa que després de l'explosió d'una supernova, el que queda de l'astre,
a més dels seus romanents, és un cos de només alguns quilòmetres de
diàmetre, format per el nucli de l'estrella original.
En l'explosió de supernova es produeix un catastròfic moment de l'estrella,
Ja que la seva gran massa, l'enorme força de gravetat comprimeix la matèria
amb molta més intensitat que en el procés que genera a una nana blanca. En
aquestes condicions tota la massa d'una estrella ordinària (com el Sol) es
comprimeix en una petita esfera de tot just 15 km de diàmetre, a aquests
diminuts astres se'ls ha batejat estrelles de neutrons (la seva denominació és
perquè es tracta d'objectes compostos bàsicament de neutrons). La matèria en
aquests objectes s'ha comprimit a aquest extrem i la seva densitat arriba a
valors tan grans, que els electrons es combinen amb els protons donant lloc a
la formació de nous neutrons.
BIBLIOGRAFIA
