Your SlideShare is downloading. ×
Cmc  estrelles
Cmc  estrelles
Cmc  estrelles
Cmc  estrelles
Cmc  estrelles
Upcoming SlideShare
Loading in...5
×

Thanks for flagging this SlideShare!

Oops! An error has occurred.

×
Saving this for later? Get the SlideShare app to save on your phone or tablet. Read anywhere, anytime – even offline.
Text the download link to your phone
Standard text messaging rates apply

Cmc estrelles

453

Published on

Published in: Education
0 Comments
0 Likes
Statistics
Notes
  • Be the first to comment

  • Be the first to like this

No Downloads
Views
Total Views
453
On Slideshare
0
From Embeds
0
Number of Embeds
0
Actions
Shares
0
Downloads
1
Comments
0
Likes
0
Embeds 0
No embeds

Report content
Flagged as inappropriate Flag as inappropriate
Flag as inappropriate

Select your reason for flagging this presentation as inappropriate.

Cancel
No notes for slide

Transcript

  • 1. Eduard Blanch Gemma Merlos 1r Batx. B
  • 2. NAIXEMENT D’UNA ESTRELLA L’univers és ple de nuvolats de pols interestel·lar formada principalment per Hidrogen (99%) i pols (1%). Podem dir que aquests núvols són la matèria prima per al naixement d’una estrella. Aquests núvols giren sobre sí mateixos com a conseqüència de la inestabilitat gravitatòria, és a dir, la seva massa es va contraguent, formant zones més denses, anomenades nebuloses giratòries. Dintre d’elles també s’hi formen zones denses on s’acumula H, sobretot al nucli. Són els protoestels, que donaran lloc al que anomenem estrella. Un altre mecanisme pel qual es pot formar una estrella és per la fragmentació del núvol: aquest es trenca en fragments amb la suficient densitat com per anar-se contraient lentament. El motiu del trencament sol ser l’arribada d’una ona de xoc procedent d’una supernova propera. Aquests trossos també giraran sobre sí mateixos fent possible la formació d’una nova estrella. La gran pressió que hi ha en aquestes estructures fa que els àtoms d’Hidrogen que s’agrupen al nucli, xoquin entre ells cada vegada més, provocant un augment de temperatura fins que s’arriba a l’anomenada “Terífica de fusió” (11·106 ºC). A aquesta temperatura es comencen a produir les reaccions termonuclears: els àtoms d’Hidrogen comencen a fusionar-se donant lloc a àtoms d’Heli. Aquesta reacció proporciona energia en forma de calor, llum, raigs ultraviolats, raigs X etc. Tot això però, permet formar elements nous, però només fins l’Oxigen (Z=8). En aquest moment podem dir que ja ha nascut la estrella i que es troba en una fase de la seva vida que rep el nom de seqüència principal.
  • 3.  EVOLUCIÓ D’UNA ESTRELLA Una estrella està formada per la perifèria i el nucli. A la perifèria, les partícules d’H es van combinant i desprenen energia. L’He i d’altres combinacions són atretes pel nucli. Una estrella no es dilata perquè el nucli atreu la perifèria, però tampoc es contrau perquè la temperatura és molt elevada, així hi ha un equilibri hidrostàtic. Una estrella pot passar milions d’anys fusionant Hidrogen i Heli. Les reaccions de fusió nuclear són la font d’energia de qualsevol estrella. El temps que es passi fent aquesta reacció depèn sobretot de la seva massa. Així, les estrelles amb poca massa són les que resisteixen més temps en fase de seqüència principal, ja que, una estrella més gran, encara que tingui més massa i més combustible, el gastarà més ràpidament. Les estrelles que ja han acabat l’Hidrogen poden seguir fusionant elements més pesats, però l’energia que obtindrà serà molt menor i ja no es donarà al nucli. L’estrella ja no està en la seqüència principal Aleshores es provoca un desequilibri que fa que aquesta comenci a expandir-se molt a poc a poc. L’estrella es torna més gran i vermellosa, per això la coneixem amb el nom de GEGANT VERMELL. Fins aquí, totes les estrelles pateixen el mateix procés, però a partir d’aquí podem trobar diferents camins pels quals arriben a forats negres depenent del tipus que siguin: 1. Estrelles de tipus solar: Tenen una massa d’ entre 1 i 6 vegades la massa del Sol. En arribar a GEGANT VERMELL la temperatura és tan elevada que es poden arribar a formar fins a àtoms de Ferro (Z=26). 2. Estrelles massives: Tenen una massa d’entre 7 i 40 vegades la massa del Sol. En aquest tipus d’estrelles, el gegant vermell s’anomena SUPER GEGANT VERMELL. Es poden formar àtoms més pesants, fins al Níquel (Z=28).  MORT D’UNA ESTRELLA 1. Estrelles de tipus solar Quan l’Hidrogen comença a acabar-se, es va reduint el número de fusions i, per tant, que la temperatura baixi. La disminució de temperatura suposa una contracció lenta fins arribar a un diàmetre de 10.000km. Rep el nom de NAN BLANC. Quan arriba als 10km, la seva velocitat és tant elevada que emet ones de ràdio. En arribar a aquest punt l’estrella ja està morta. L’anomenem PÚLSAR. Finalment, el púlsar es converteix en FORAT NEGRE.
  • 4. 2. Estrelles massives El nucli d’aquestes estrelles té una gravetat tant immensa que, quan les reaccions disminueixen i l’estrella es refreda, es contrau bruscament. Aquí podem aplicar la 3a llei de Newton d’acció i reacció. El nucli expulsarà la perifèria amb la mateixa força fent així explotar l’estrella. Aquesta explosió rep el nom de SUPER NOVA. En aquest moment, la temperatura és tant elevada que s’hi formen tots els elements de la taula periòdica, és a dir, fins l’Urani (Z=92). Aquests elements són els que formen la pols còsmica. De l’explosió, quedarà un petit rastre, el PÚLSAR, que es convertirà en FORAT NEGRE. * Hi ha estrelles que tenen una massa superior a 40 vegades la del Sol. En aquestes, la gravetat del nucli és tanta que, tot i contraure’s bruscament, no hi ha rebot i es converteix directament en un FORAT NEGRE.
  • 5. EL SOL El Sol es va formar fa uns 4.500 milions d'anys a partir de núvols de gas i pols procedents de residus d'estrelles anteriors. 10 milions d’anys després del Big Bang, la nebulosa es va començar a col·lapsar sota els efectes de la gravetat. Probablement, el nostre Sistema Solar, va sorgir d’un d’aquest agrupaments de gas. Quan l’estrella era suficientment densa va començar a brillar perquè en el seu interior es produïen reaccions de fusió entre hidrògens que es van transformar en heli produint calor i llum, dos factors essencials per el desenvolupament de la vida a la Terra tal com l’entenem ara. La major part de l’energia utilitzada pels éssers vius procedeix del Sol. • Les plantes l’absorveixen per a realitzar la fotosíntesis, i d’elles, l’energia passa als hervívors i després, als carnívors. • La majoria de fonts d’energia utilitzades per l’home deriven del Sol. Els combustibles fòssils conserven energia capturada fa milions d’anys, l’energia hidràulica utilitza l’energia potencial de l’aigua que anteriorment havia sigue evaporada per el calor del Sol, etc. Actualment, el Sol es troba en la seqüència principal. Es creu que seguirà així uns 5.000 milions d’anys més. Es creu que quan la temperatura de la part central arribi aproximadament als 100 milions de kelvins, començarà a expandir-se i originarà un GEGANT VERMELL que absorbirà Mercuri, Venus i la Terra. El vent solar s’intensificarà i el Sol es desprendrà del seu embolcall i formarà una nebulosa planetària. Amb el temps, quan les reaccions comencin a minvar, començarà a contraure’s lentament i, com hem dit abans, arribarà a ser una NANA BLANCA.

×