Successfully reported this slideshow.
We use your LinkedIn profile and activity data to personalize ads and to show you more relevant ads. You can change your ad preferences anytime.
Estrellas.


Naixement d’una estrella
L’univers és ple de nuvolats de pols interestelar. Aquests nuvolats estan
formats pr...
d'expansió, provoca un creixement de la estrella fins a unes 100 vegades la
seva mida normal. De tot això en resulta una e...
El Sol

El Sol es va formar fa uns 4.500 milions d'anys a partir de núvols de gas i pols
que ja contenien residus de gener...
Upcoming SlideShare
Loading in …5
×

Estrellas

251 views

Published on

  • Be the first to comment

  • Be the first to like this

Estrellas

  1. 1. Estrellas. Naixement d’una estrella L’univers és ple de nuvolats de pols interestelar. Aquests nuvolats estan formats principalment per hidrogen, del qual un petit percentatge és deuteri. Poc a poc, la gravetat actua sobre el nuvolat, fent que la seva massa es vagi contraguent per sota del seu pes, el que és denominat com a colapse gravitacional;contra més gran sigui la massa de l’estrella, més ràpida en serà la contracció. Un altre mecanisme que fa activar aquest procés és l’explosió d’una supernova a prop del nuvolat, ja que amb el xoc que produeix la explosió es comprimeix el gas i, així fa possible la formació d’una nova estrella. Evolució de las estrellas La vida d'una estrella és variable, depenent de diversos factors, però bàsicament del combustible que tingui i del ritme al que el consumeixi. Per exemple, les gegants blaves tenen molt hidrogen per cremar, però com que ho fan a un ritme molt alt tenen un vida més curta que moltes altres estrelles, com el nostre Sol. El consum d'aquestes gegants blaves pot durar uns quants centenars de milions d'anys, en canvi altres estrelles més petites normalment poden aguantar el combustible uns 5.000 milions d'anys Evolució Mentre l'estrella tingui hidrogen per consumir es mantindrà igual, sense alterar-se. Es mantindrà una situació d'equilibri on la gravetat i la calor fan força en sentit contrari. La gravetat és la força que fa que l'estrella tendeixi a contraure's, mentre que la calor, és energia, i fa que les partícules es separin i, per tant, fa que la estrella tendeixi a expandir-se. Així s'arriba a un punt d'equilibri, que dura fins que el combustible, l'hidrogen, s'acaba. Això representa la major part de la vida de la estrella. Quan l'estrella va acumulant heli procedent de la fusió, és més difícil de seguir amb el procés de fusió. Arribarà el moment en que no hi ha prou hidrogen, i la fusió é stan baixa que no serveix per a contrarrestar l'efecte de la gravetat. Llavors la estrella comença a contraure's, i s'escalfa més. En aquestes condicions l'heli pot començar a fusionar-se igual que ho faia l'hidrogen, en un procés complex del qual n'acaba resultant el beril.li. Aquestes reaccions fan que el nucli de l'estrella estigui molt més calent que a la fase anterior, arribant als 100 milions de graus Kelvin. La calor, que com hem dit avans fa la força
  2. 2. d'expansió, provoca un creixement de la estrella fins a unes 100 vegades la seva mida normal. De tot això en resulta una estrella més calenta al seu nucli, més freda a la superfície, més gran i menys densa, i amb color vermellós. A aquest resultat l'anomenem gegant vermella o una supergegant vermella, depenent de la massa original de l'estrella. Mort Depenent de la massa inicial de l'estrella, morirà d'una manera o d'una altra: Una estrella que sigui més petita que el triple de la grandària del Sol, evolucionarà a la seva fase de gegant vermella fins a esgotar novament tot l'heli del seu nucli. Aleshores seguirà fusionant l'heli en les seves capes externes i s'anirà fent més i més inestable. S'expandirà i es contraurà diverses vegades, ja que els ritmes de producció d'energia són més inestables que en les fases anteriors. Llançarà ràfegues de gas intern, es contraurà i tornarà a escalfar-se. . En aquests cicles de col·lapse i expansió, s'alliberarà de les capes externes de material. Així, crearà el que es denomina “nebulosas planetàries”, que acumulen material per a futurs naixements d'estrelles. Quedarà en el centre una estrella molt petita i densa, denominada nana blanca, gairebé tot carboni i pràcticament inactiva. Si la estrella és més gran, el seu nucli es compacta a temperatures tan altes que no només l'heli i el beril·li es fusionen per a produir carboni, sinó que tots els elements comencen a fusionar-se en cadenes molt complexes de fusió, fins a arribar al ferro, que és el final de la cadena d'elements que es fusionen de forma espontània. Quan s'arriba a aquest element, a l'estrella no hi ha res que pugui sostenir-la. Les capes externes cauen cap al nucli de l'estrella, col·lapsant-se. Després, en un efecte de rebot, esclaten cap a l'exterior en un fenòmen espectacular que anomenem supernova. Les supernovas són les explosions més impressionants que podem obserevar; poden brillar durant uns segons tant com tota una galàxia sencera. L'energia que alliberen és tan gran que la matèria pot fusionar-se en elements més complexos alhora que es dispersa per l'Univers. Els efectes de les supernoves són fonamentals per a la riquesa de la naturalesa, ja que n'és l'origen de molts d'ells, en concret els que són més pesats que el ferro La majoria d'estrelles de massa petita deixen com a resta de la seva existència les anomenades nanes blanques, així com també ho fan algunes de les estrelles mé grans. Però algunes deixen unes restes més interessants: Les estrelles de neutrons. Són estrelles de uns 10 km de diàmetre, extremament denses, que giren a una velocitat altíssima. Aquestes s'acaven convertint en els anomenats forats negres, uns dels fenòmens de més interès de l'Univers.
  3. 3. El Sol El Sol es va formar fa uns 4.500 milions d'anys a partir de núvols de gas i pols que ja contenien residus de generacions anteriors d'estrelles. Gràcies a la metal·licitat de tal gas, del seu disc protoplanetari van sorgir, més tard, els planetes, asteroides i cometes del sistema solar. En l'interior del Sol es produïxen reaccions de fusió en les que els àtoms d'hidrogen es transformen en heli produint-se l'energia que irradia la nostra estrella. Actualment, el Sol es troba en plena seqüència principal, fase en què seguirà uns 5.000 milions d'anys més cremant hidrogen de manera estable. Quan l'hidrogen del seu nucli sigui molt menys abundant aquest es contraurà i s'encendrà la capa d'hidrogen adjacent, però això no bastarà per a retenir-lo. Seguirà compactant-se fins que la seva temperatura sigui prou elevada com per a fusionar l'heli del nucli (uns 100 milions de graus). Al mateix temps, les capes exteriors de l'embolcall se n'aniran expandint gradualment. S'expandiran tant que, a pesar de l'augment de brillantor de l'estrella, la seva temperatura efectiva disminuirà, situant la seva llum en la regió vermella de l'espectre. El Sol s'haurà convertit en una gegant roja. El radi del Sol, per a llavors, serà tan gran que haurà engolit a Mercuri, Venus i, possiblement, a la Terra. Durant la seva etapa com gegant roja (uns 1.000 milions d'anys) el Sol anirà expulsant gas cada vegada amb major intensitat. En els últims moments de la seva vida el vent solar s'intensificarà i el Sol es desprendrà de tot el seu embolcall, el qual, formarà, amb el temps, una nebulosa planetària. El nucli i les seves regions més properes es comprimiran més fins a formar un estat de la matèria molt concentrat en el que les repulsions de tipus quàntic entre els electrons extremadament propers frenaran el col·lapse. Quedarà llavors, com a romanent estel·lar, una nana blanca de carboni i oxigen que s'anirà refredant gradualment.

×