Què són les estrelles?


Les estrelles procedeixen de la formació de núvols
immensos d’àtoms d’hidrogen que giren a l’espa...
Que es formin tant àtoms nous i per tant s’alliberi tanta quantitat d’energia, té unes
conseqüències: l’augment constant d...
-   Estrelles de massa petita:

Es consideren estrelles amb una massa petita aquelles que tenen una massa
aproximadament l...
Cicle solar

El sol, com ja hem dit, es una estrella del tipus de massa mitjana. Aquesta es va
formar fa 4.650 milions d’a...
Upcoming SlideShare
Loading in...5
×

C:\Fakepath\Què SóN Les Estrelles

573

Published on

Estrelles

0 Comments
0 Likes
Statistics
Notes
  • Be the first to comment

  • Be the first to like this

No Downloads
Views
Total Views
573
On Slideshare
0
From Embeds
0
Number of Embeds
0
Actions
Shares
0
Downloads
1
Comments
0
Likes
0
Embeds 0
No embeds

No notes for slide

C:\Fakepath\Què SóN Les Estrelles

  1. 1. Què són les estrelles? Les estrelles procedeixen de la formació de núvols immensos d’àtoms d’hidrogen que giren a l’espai. Dins d’aquest immens núvol, es formen uns núvols més petits i de major densitat a conseqüència de l’atracció entre els àtoms. Això significa que quan l’atracció entre els àtoms augmenta, la freqüència de xocs entre aquests és més i més elevada, produint calor, elevant-ne la temperatura de manera que cada cop els àtoms entre ells més atrets, tendiran a unir-se augmentant la densitat i disminuint-ne el volum. aquests nous núvols són anomenats protoestels. Aquest succés és continu i quan el protoestel arribi a la temperatura crítica de fusió, que correspon a 11-106 ºC, direm que s’ha originat una estrella. A partir d’aquí, depenent del protoestel (és a dir, depenent de la massa a partir de la qual s’ha originat l’estrella, la qual la interpretarem en relació a la massa de la nostre estrella; el Sol) i el tipus de mort que adopti, torbarem tres tipus diferents d’estrelles: 1. Estrella massiva té una massa de 4-7 M (masses del Sol) 2. Estels de tipus solar té una massa de 1-6 M 3. Súpermassives tenen una massa de més de 40M; són exageradament grans comparades amb la massa del Sol. Com evolucionen les estrelles? Diem que una estrella és inaugurada a partir de la temperatura crítica de fusió perquè a partir d’aquesta temperatura, els àtoms d’hidrogen es comencen a fusionar entre ells alliberant energia en forma de llum, calor, radiacions,… i formant heli (el segon àtom de la taula periòdica amb el nombre atòmic 2, per tant, consta ja de dos electrons formats a partir de la fusió de dos àtoms d’hidrogen). Així doncs aquesta estrella jove va fusionant contínuament i com més fusions es duen a terme, més augmenta la temperatura (ens trobem dins d’uns augment constant de la temperatura ja que constantment s’allibera energia de les fusions). Un cop tenim àtoms d’hidrogen i àtoms d’heli, aquests formaran noves fusions, entre si mateixos i entre ells de manera que aniran creant nous àtoms; més concretament arribaran a crear tots els àtoms fins al ferro de nombre atòmic 26. Per que fins al ferro? La resposta és ben senzilla, aquesta estrella encara és molt jove i no consta de la temperatura suficient per crear àtoms nous.
  2. 2. Que es formin tant àtoms nous i per tant s’alliberi tanta quantitat d’energia, té unes conseqüències: l’augment constant de la temperatura causarà que l’estrella es dilati cada cop més fins formar una súper gegant vermella (la qual es caracteritzarà per concentrar els àtoms més densos al nucli i els menys densos a la perifèria de l’estrella. Això permetrà l’origen d’àtoms fins al níquel (nombre atòmic; 28). Com es pot comprovar, ara costa més la creació de nous àtoms a causa de l’elevat nombre atòmic que precisa d’una energia molt alta per poder formar nous àtoms d’aquests nous elements que tenen un nucli atòmic més dens. Un cop arriba a aquesta part del procés, es pot passar milions i milions d’anys fusionant àtoms, dilatant la perifèria, augmentant la densitat del nucli, desprenent energia, ...aquest procés és lent. Però cal tenir en compte, que el nucli té un volum (ocupa un espai) invariable i tot i així es van formant cada cop més àtoms amb major densitat que es localitzen a nucli la qual cosa representarà un augment important i accentuat de la densitat; augmentant-ne la gravetat. També s’ha de puntualitzar el fet que els àtoms d’hidrogen no són infinits i és van consumint de manera que arribarà un moment en que les fusions d’àtoms d’hidrogen seran menors a les fusions d’àtoms amb major nombre atòmic i aquests dos últims fets ens portaran a la última part del procés; la mort. La mort d’una estrella La majoria d’estrelles tarden milions d’anys en morir. El combustible principal d’una estrella és el hidrogen i aquest es fusiona formant heli. Aquest es crema en el seu nucli i genera la energia per a que es mantingui la integritat de la estrella. Però el hidrogen no pot durar per sempre i quan aquest comença a acabar-se l’estrella es quan comença a morir i a apagar-se. És un llarg procés que dura molts anys. Però la manera en que morirà una estrella depèn de la seva massa. És a dir, una estrella petita, de poca massa, morirà lentament i s’anirà apagant lentament; en canvi una estrella de massa mitjana, com el sol, s’inflen en forma de nebulosa i es col·lapsen; i les més grans i al mateix temps les menys abundants, moren enmig de explosions que les acaben de destruir. La mort de les estrelles depèn de la seva massa: - Estrelles de massa mitjana: Es consideren estrelles de massa mitjana aquelles que tenen una massa compreses entre la meitat de la massa del sol i quatre cops més. Per tant, el sol, la nostra estrella es troba en aquest grup. Aquestes estrelles son les que converteixen el hidrogen que hi ha en el nucli en heli i així generen energia i la integritat de la estrella es manté. Però quan el hidrogen comença a esgotar-se les fusions comencen a ser insuficients per generar les pressions necessàries per equilibrar la gravetat. D’aquesta manera el centre de la estrella es comença a contraure i fins a augmentar la temperatura lo suficient com per a que l’heli entri en fusió i es converteixi en carboni. El que queda d’hidrogen es concentra en les capes exteriors, aquest es crema i es converteix en heli i les capes exteriors es veuen forçades a expandir-se. Aquesta expansió converteix la estrella en un “gegant vermell”. Durant aquesta etapa, el gegant vermell, una estrella perd moltes de les seves capes exteriors. La majoria d’aquestes, tot tipus de fusions comencen a apagar-se i comença a haver-hi un desequilibri fins a que l’estrella es converteix en una “enana blanca” desintegrada.
  3. 3. - Estrelles de massa petita: Es consideren estrelles amb una massa petita aquelles que tenen una massa aproximadament la meitat o més petita que el sol. Aquest tipus d’estrella tenen un llarga vida. És difícil concretar exactament com evolucionen i com moren les estrelles de massa petita ja que tenen una duració major que la actual edat de l’univers i per tant mai s’ha pogut observar el comportament d’aquestes. Però es diu que te una evolució i mort molt semblant a les estrelles de massa mitjanes però amb la diferència que aquestes no poden arribar a tenir en el seu interior una temperatura suficientment elevada com per a que el heli s’encengui i entri en fusió i per tant, l’estrella es refredarà després d’uns 1.000.000.000.000 d’anys convertint-se així en una “enana negra” - Estrelles de massa major: Es consideren estrelles de massa major aquelles que tenen una massa quatre vegades la del Sol o més fins a nou masses solars. Aquestes son estrelles de ràpida combustió. Aquestes de com a mínim quatre masses solars tenen una vida ràpida i de curta extensió la seva diferència de les estrelles de massa petita i massa mitjana es que moren d’una manera més violenta, explosionant espectacularment en forma de Supernova i com a conseqüència la estrella es destrueix. Al començament passen ràpidament a través de gairebé les mateixes fases que una estrella de massa mitjana, però les estrelles massives tenen nuclis tan calents que converteixen el hidrogen en heli d'una manera diferent. Una vegada que l'estrella hagi esgotat el hidrogen en el nucli es converteix en “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, degut al fet que el ferro no es fusiona, 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”.
  4. 4. Cicle solar El sol, com ja hem dit, es una estrella del tipus de massa mitjana. Aquesta es va formar fa 4.650 milions d’anys i té combustible per a 5.000 milions d’anys més. Es va formar a partir de núvols de gas i pols que contenien residus de generacions anteriors d'estrelles. Tot i que pot trigar un trilió d'anys 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. Actualment el sol es troba en plena seqüència principal, es la fase en que crema hidrogen de manera estable, i ho seguirà fent-ho uns 5.000 milions d’anys més fins a esgotar-lo. Segons Hathaway: "El Sol se encuentra ahora cerca del punto bajo de su ciclo de actividad de 11 años", dice Hathaway. "A esto lo llamamos 'mínimo solar. Es el período de calma que separa un máximo solar de otro". Per tant, queden milions d’anys per a que el combustible del sol es comenci a esgotar i per tant comenci tot el procés p

×