1. Les estrelles
 Naixement de les estrelles
les estrelles es formen a partir de la condensació de núvols moleculars (també se li pot dir
viver estel·lar), de gran densitat, grandària i massa total. Els elements de massa que tingui el
núvol de gas, serà el que tinguin les estrelles que s’originin.
El gas va cap al centre del núvol, aquest centre de la estrella encara no formada, es
comprimeix més ràpid que les altres, alliberant més energia potencial gravitatòria.
D’aquesta forma el nucli de l’estrella va augmentant cada vegada la seva temperatura fins a
encendre l’hidrogen, moment en el qual la pressió generada per les reaccions nuclears
ascendeix ràpidament fins a arribar a l'equilibri amb la gravetat.
La massa del núvol determina també la massa de l'estrella. No tota la massa del núvol arriba a
formar part de l'estrella. Quanta més massa tingui l’estrella , més fort seu vent estel·lar (és un
corrent de partícules carregades, que és ejectat per la atmosfera d'una estrella).
Existeix, per aquest motiu, un límit màxim en la massa de les estrelles que es poden formar
entorn de les 120 o 200 masses solars.
La contínua lluita entre la gravetat, que tendeix a contreure la jove estrella, i la pressió
produïda per la calor generada en les reaccions termonuclears del seu interior, és el principal
factor que determina a partir de llavors l'evolució de l'estrella.
 L’evolució de les estrelles
Quan l’hidrogen que té l’estrella desapareix, es comença a diferenciar de les altres. D’això se’n
diu vellesa d’una estrella.
- Estrelles de massa baixa i intermèdia: té diferents fases:
1- Fase de subgegant:
Quan una estrella de menys de 9 masses solars esgota l'hidrogen en el seu nucli, comença
a cremar-lo en una capa al voltant d'aquest. L'estrella s'infla i la seva superfície es refreda,
pel que es mou cap a la dreta en el diagrama de Hertzsprung-Russell sense variar molt la
seva lluminositat.
2- Fase de gegant vermella:
A l'evolucionar una subgegant cap a la dreta (temperatures més baixes) en el diagrama de
Hertzsprung-Russell, hi ha un moment en que l'atmosfera de l'estrella arriba a un valor crític
de la temperatura que fa que la lluminositat augmenti molt.
L'estrella s'infla fins a arribar a un ràdi proper als 100 milions de km: l'estrella s'ha convertit
així en una gegant vermella..Igual que una subgegant, una gegant vermella deriva la seva
energia de cremar hidrogen en heli en una capa al voltant del seu nucli. La fase de gegant
vermella acaba quan l'heli del seu nucli s'encén mitjançant el procés triple-alfa(és el procés pel
qual tres nuclis d'heli (partícules alfa) es transformen en un nucli de carboni)

2. Per a les estrelles amb massa inferior a 0,5 masses solars, la temperatura central mai arriba a
ser prou alta com perquè es produeixi el procés triple-alfa, pel que per a elles aquesta és
l'última fase en la qual l'estrella se suporta així mateixa per mitjà de reaccions nuclears.
Durant la fase de gegant vermella l'estrella es fa visible en la seva superfície.
3- Fase de l'agrupament vermell o de la branca horitzontal:
A l'encendre's l'heli en estrelles de més de 0,5 de massa inicial, la lluminositat de l'estrella
descendeix lleugerament i la seva grandària disminueix. Per a estrelles de metal·licitat
solar, la temperatura superficial no varia molt pel que fa a la fase de gegant vermella i
aquesta fase rep el nom d'agrupament vermell doncs les estrelles de masses similars
apareixen agrupades al voltant d'un punt del diagrama de Hertzsprung-Russell. Per a
estrelles de menor metal·licitat, la temperatura superficial augmenta i aquesta fase rep el
nom de branca horitzontal, car les estrelles de masses similars apareixen distribuïdes al
llarg d'una línia de temperatura variable i lluminositat constant en el diagrama de
Hertzsprung-Russell.
4- Fase de la branca asimptòtica gegant:
Arribat el moment, l'heli del nucli de l'estrella s'esgota de la mateixa manera que abans es va
esgotar l'hidrogen al final de la seqüència principal. L'estrella passa llavors a cremar l'heli en
capa i l'estrella torna a escalar el diagrama Hertzsprung-Russell mentre la seva temperatura
superficial es redueix i l'estrella es torna a inflar, aquesta fase es coneix com la branca
asimptòtica gegant.
L'estrella acabarà inflant-se fins a una grandària d'aproximadament el doble del que va
aconseguir en la fase de gegant vermella.
En aquesta fase l'estrella arriba a la major lluminositat que mai aconseguirà, ja que a l'acabar-
la es quedarà sense combustible nuclear.Així mateix, al final d'aquesta fase l'estrella pot
aconseguir reactivar la combustió d'hidrogen en una capa relativament externa de l'estrella. La
possibilitat de cremar dues espècies distintes (hidrogen i heli) en dues regions de l'estrella farà
que hi hagi una inestabilitat que donarà lloc a polsos tèrmics, els quals causaran un fort
augment en la pèrdua de massa de l'estrella. Així, l'estrella acabarà expulsant les seves capes
exteriors en forma de nebulosa planetària ionitzada pel nucli de l'estrella, el qual acabarà per
convertir-se en una nana blanca (es genera quan una estrella de massa menor a 9-10 masses
solars ha esgotat el seu combustible nuclear).
- Estrelles de massa elevada
Les estrelles de massa superior a 9 masses solars tenen una evolució radicalment distinta a les
de massa inferior per tres raons:
1. Les temperatures en el seu interior són suficientment altes com per a cremar els
elements resultants del procés triple-alfa en fases successives fins a arribar al ferro.
2. La lluminositat és tan elevada que l'evolució posterior a la seqüència principal dura
únicament d'un a uns pocs milions d'anys.

3. 3. Les estrelles massives experimenten taxes de pèrdua de massa molt majors que les de
massa inferior. Aquest efecte condicionarà el seu desplaçament en el diagrama de
Hertzsprung-Russell.
Així doncs, les estrelles de més de 9 masses solars travessaran fases successives de cremat
d'hidrogen, heli, carboni, neó, oxigen i silici. Al final d'aquest procés, l'estrella acabarà amb
diverses capes, cadascuna d'una composició diferent.
1- Fases de supergegant blava i supergegant groga:
Les estrelles amb masses compreses entre 9 masses solars i 30 masses solars i metal·licitat
solar acaben les seves vides com supergegants vermelles. Aquests objectes són les
estrelles més grans (en grandària) de l'univers, amb ràdis de diverses unitats
astronòmiques. Les supergegants vermelles tenen elevades taxes de pèrdua de massa, el
que fa que a la seva al voltant existeixin grans quantitats de material expulsat per l'estrella.
- Estrelles de massa molt elevada
Igual que les estrelles d'entre 9 masses solars i 30 masses solars, les estrelles d'aquest grup,
són capaces de seguir cremant nuclearment diferents elements fins a arribar al ferro i produir
una supernova. No obstant això, existeixen dues diferències fonamentals amb el rang de
masses anterior:
1. Les taxes de pèrdua de massa són tan elevades que l'estrella no es pot desplaçar fins a
l'extrem dret del diagrama Hertzsprung-Russell per a formar una supergegant
vermella.
2. El romanent final serà en la majoria dels casos un forat negre en comptes d'una
estrella de neutrons.
Les estrelles de massa molt elevada són les més difícils de modelar numèricament i les més
sensibles a la influència d'altres paràmetres com la metal·licitat o la velocitat de rotació.
1- Fase de variable lluminosa blava:
Mentre esgoten el seu hidrogen, les estrelles de massa molt elevada es desplacen a la
dreta per a convertir-se en supergegants blaves, igual que ho fan les estrelles de masses
compreses entre 9 masses solars i 30 masses solars. Al fer-ho, augmenta l'opacitat de les
seves atmosferes i s'acosten perillosament al límit d'Eddington (és un valor màxim de
lluminositat què pot passar a través de una capa de gas en equilibri hidrostàtic). Això fa
que entrin en una fase altament inestable anomenada de variable lluminosa blava durant
la qual es desprenen de les seves capes exteriors
2- Fase d'estrella Wolf-Rayet
Com a conseqüència de la forta pèrdua de massa de les estrelles més massives, especialment
durant la fase de variable lluminosa blava, aquests objectes acaben per desempallegar-s’en de
les seves capes més externes per a presentar unes atmosferes amb molt baixos o nuls
continguts d'hidrogen.
Aquestes estrelles es diuen Wolf-Rayet i es caracteritzen per tenir intenses línies d'emissió
d'elements com l'heli, el carboni, el nitrogen i l'oxigen. Una altra característica peculiar

4. d'aquestes estrelles és la gran diferència en massa entre el seu estat actual i el seu estat inicial,
així com que siguin menys lluminoses que les seves estrelles creadores. AL final de la fase
Wolf-Rayet, l'estrella esgota el seu combustible nuclear i mor produint un esclat de raigs
gamma.
 Mort de les estrelles
Les estrelles de massa inferior a 9-10 masses solars expulsen les seves capes exteriors durant
la fase de gegant vermella i, sobretot, la fase de branca asimptòtica gegant. Així doncs, les
estrelles aïllades de massa baixa i intermèdia acaben les seves vides d'una forma relativament
poc violenta.
Una nana blanca no té fonts d'energia pròpies, pel que la seva lluminositat procedeix de la
seva energia tèrmica emmagatzemada. Així, a poc a poc s'anirà apagant fins a arribar a
convertir-se en una nana negra.
Les estrelles de més de 9-10 masses solars evolucionen a través de totes les fases de
combustió fins a arribar a un punt per a esgotar així tota l'energia potencial nuclear que
disposen. Les últimes fases de combustió transcorren cadascuna més ràpidament que
l'anterior fins a arribar a la combustió del silici en ferro, el qual té lloc en escales de dies.
El nucli incapaç de generar més energia no pot aguantar el seu propi pes ni el de la massa que
té per sobre d'ell pel que s'enfonsa sobre si mateix. Durant la contracció gravitatòria final es
produeixen una sèrie de reaccions que fabriquen multitud d'àtoms més pesats que el ferro
mitjançant processos de captura de neutrons i de protons. Depenent de la massa d'aquest
nucli inert el romanent que quedarà serà una estrella de neutrons o un forat negre. Quan el
romanent inicial sigui una estrella de neutrons, una ona de xoc es propagarà per les capes
exteriors, les quals sortiran rebotades cap a fora. Aquestes capes reben a més un excedent
d'energia de les reaccions nuclears produïdes en l'última ranera de l'estrella, bona part d'ell en
forma de neutrins. La conjunció d'aquests dos efectes dóna lloc a una supernova de col·lapse
gravitatori.