Evolució de les estrelles

2,813 views

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
2,813
On SlideShare
0
From Embeds
0
Number of Embeds
4
Actions
Shares
0
Downloads
11
Comments
0
Likes
0
Embeds 0
No embeds

No notes for slide

Evolució de les estrelles

  1. 1. Alex Garcia Mireia Navaz 1r Batx. B
  2. 2. Formació i evolució d’una estrella. Les estrelles es formen a les regions més denses dels núvols moleculars com a conseqüència de les inestabilitats gravitatòries causades, principalment, per supernoves o col·lisions galàctiques. El procés s'accelera una vegada que aquests núvols d'hidrogen molecular (H2) comencen a caure sobre si mateixos, alimentats per la cada vegada més la intensa d'atracció gravitatòria. La seva densitat augmenta progressivament, sent més ràpid el procés en el centre que a la perifèria. No triga molt en formar un nucli en contracció molt calent anomenat protoestrella. El col·lapse en aquest nucli és, finalment, detingut quan comencen les reaccions nuclears que eleven la pressió i temperatura de la protoestrella. Una vegada estabilitzada la fusió de l'hidrogen, es considera que l'estrella està en l'anomenada seqüència principal, fase que ocupa aproximadament un 90% de la seva vida. Quan s'esgota l'hidrogen del nucli de l'estrella, la seva evolució dependrà de la massa i pot convertir-se en una nana blanca o explotar com a supernova, deixant també un romanent estel·lar que pot ser una estrella de neutrons o un forat negre. Així doncs, la vida d'una estrella es caracteritza per llargues fases d'estabilitat regides per l'escala de temps nuclear separades per breus eta pes de transició dominades per l'escala de temps dinàmic. Moltes estrelles, el Sol entre elles, tenen aproximadament simetria esfèrica per tenir velocitats de rotació baixes. Altres estrelles, però, giren a gran velocitat i el seu radi equatorial és significativament més gran que el seu radi polar. Una velocitat de rotació alta també genera diferències de temperatura superficial entre l'equador i els pols. Com a exemple, la velocitat de rotació a l'equador de Vega és de 275 km/s, el que fa que els pols estiguin a una temperatura de 10.150 K i l'equador a una temperatura de 7.900 K. La majoria de les estrelles perden massa a una velocitat molt baixa. En el Sistema Solar uns 1.020 grams de matèria estel·lar són expulsats pel vent solar cada any. Tanmateix, en les últimes fases de les seves vides, les estrelles perden massa de forma molt més intensa i poden acabar amb una massa final molt inferior a l'original. Per a les estrelles més massives aquest efecte és important des del principi. Finalment, en morir l'estrella es produeix en la majoria dels casos una nebulosa planetària, una supernova o una hipernova per la qual s'expulsa encara més matèria a l'espai interestel·lar. La matèria expulsada inclou elements pesants produïts en l'estrella que més tard formaran noves estrelles i planetes. Com a conclusió podem descriure breument el seguit de passos que fa una estrella: La vida d’una estrella Cada estrella té la seva vida i la seva extinció. L'evolució d'una estrella sol ser la següent: 1. Es forma l'estel a partir d'un núvol de gas i pols. 2. Es fa gegant. Es produeixen reaccions nuclears, és a dir, es van unint hidrogens a gran temperatura per anar formant altres elements, aquestes reaccions originen una gran quantitat d’energia. Masses de gas i pols es condensen al seu entorn
  3. 3. 3. En la seva seqüència principal tenim l'estel amb planetes. L'estel segueix estable mentre es consumeix la seva matèria. 4. Des de la terra seguim observant l'estel durant un temps, encara que aquest hagi desaparegut. 5. L'estel comença a dilatar-se i refredar-se. 6. Creix, engolint els planetes, fins convertir-se en un Gegant Roig. 7. Es torna inestable i comença a dilatar-se i encongir-se alternativament fins que explota. 8. Es transforma en una nova. Llença materials cap a l'exterior. 9. El que resta, es contreu considerablement. 10. Esdevé un nan blanc. Es fa molt petita i densa i brilla amb llum blanca o blava, fins que s'apaga. 11. Al final esdevé una nana negra o una supernova. Classificació La primera classificació estel·lar va ser realitzada per Hiparc de Nicea. Aquest sistema classificava les estrelles per la intensitat de la seva lluentor aparent vist des de la Terra. Hiparc va definir una escala decreixent de magnituds, on les estrelles més brillants són de primera magnitud i les menys brillants, gairebé invisibles amb l'ull nu, són de sisena magnitud. Encara Classe Temperatura Estrella d'exemple que ja no s'empra, va constituir la base per a la classificació actual. La classificació moderna es realitza a O 33.000 K o més Zeta Ophiuchi través del tipus espectral. Existeixen dos tipus de classificació, basats en dos catàlegs diferents: el Henry B 10.500–30.000 K Rigel Draper Catalogue (HD) realitzat a Harvard a principis del segle XX, el qual determina el que es denomina A 7.500–10.000 K Altair tipus espectral, i el catàleg de l'Observatori de Yerkes, realitzat en 1943, el qual determina el que es F 6.000–7.200 K Procyon A denomina classe de lluminositat; aquesta és la classificació espectral de Yerkes, també anomenada G 5.500–6.000 K Sol sistema MKK. Ambdós sistemes de classificació són complementaris. K 4.000–5.250 K Epsilon Indi M 2.600–3.850 K Proxima Centauri
  4. 4. Aproximadament un 10% de totes les estrelles són nanes blanques, un 70% són estrelles de tipus M, un 10% són estrelles de tipus K i un 4% són estrelles tipus G com el Sol. Tan sols un 1% de les estrelles són de major massa i tipus A i F. Les estrelles de Wolf-Rayet són extremadament infreqüents. Les nanes marrons, projectes d'estrelles que es van quedar a mig fer a causa de la seva petita massa, podrien ser molt abundants però la seva feble lluminositat impedeix realitzar un cens apropiat. Formació i evolució d’una estrella. Les estrelles es formen a les regions més denses dels núvols moleculars com a conseqüència de les inestabilitats gravitatòries causades, principalment, per supernoves o col·lisions galàctiques. El procés s'accelera una vegada que aquests núvols d'hidrogen molecular (H2) comencen a caure sobre si mateixos, alimentats per la cada vegada més la intensa d'atracció gravitatòria. La seva densitat augmenta progressivament, sent més ràpid el procés en el centre que a la perifèria. No triga molt en formar un nucli en contracció molt calent anomenat protoestrella. El col·lapse en aquest nucli és, finalment, detingut quan comencen les reaccions nuclears que eleven la pressió i temperatura de la protoestrella. Una vegada estabilitzada la fusió de l'hidrogen, es considera que l'estrella està en l'anomenada seqüència principal, fase que ocupa aproximadament un 90% de la seva vida. Quan s'esgota l'hidrogen del nucli de l'estrella, la seva evolució dependrà de la massa i pot convertir-se en una nana blanca o explotar com a supernova, deixant també un romanent estel·lar que pot ser una estrella de neutrons o un forat negre. Així doncs, la vida d'una estrella es caracteritza per llargues fases d'estabilitat regides per l'escala de temps nuclear separades per breus etapes de transició dominades per l'escala de temps dinàmic. Moltes estrelles, el Sol entre elles, tenen aproximadament simetria esfèrica per tenir velocitats de rotació baixes. Altres estrelles, però, giren a gran velocitat i el seu radi equatorial és significativament més gran que el seu radi polar. Una velocitat de rotació alta també genera diferències de temperatura superficial entre l'equador i els pols. Com a exemple, la velocitat de rotació a l'equador de Vega és de 275 km/s, el que fa que els pols estiguin a una temperatura de 10.150 K i l'equador a una temperatura de 7.900 K. La majoria de les estrelles perden massa a una velocitat molt baixa. En el Sistema Solar uns 1.020 grams de matèria estel·lar són expulsats pel vent solar cada any. Tanmateix, en les últimes fases de les seves vides, les estrelles perden massa de forma molt més intensa i poden acabar amb una massa final molt inferior a l'original. Per a les estrelles més massives aquest efecte és important des del principi. Finalment, en morir l'estrella es produeix en la majoria dels casos una nebulosa planetària, una supernova o una hipernova per la qual s'expulsa encara més matèria a l'espai interestel·lar. La matèria expulsada inclou elements pesants produïts en l'estrella que més tard formaran noves estrelles i planetes.
  5. 5. SOL: El sol és una estrella que es troba en el centre del Sistema Solar. La Terra i altres matèries (incloent a altres planetes, asteroides, meteorits, estels i pols) orbiten al voltant d'ell, constituint a la major font d'energia electromagnètica d'aquesta constel·lació. Per si solament, el sol representa al voltant del 98,6% de la massa del Sistema Solar. La distància mitja del Sol a la Terra és aproximadament 149.600.000 de quilòmetres, i la seva llum recorre aquesta distància en 8 minuts i 19 segons. L'energia del Sol, en forma de llum solar, sustenta a gairebé totes les formes de vida en la Terra a través de la fotosíntesi, i condueix el clima de la Terra i la meteorologia. És l'estrella del sistema planetari en el qual es troba la Terra; per tant, és la més propera a la Terra i l'astre amb major lluentor aparent. La seva visualitat en el cel local determina, respectivament, el dia i la nit en diferents regions de diferents planetes. El Sol és una estrella que es troba en la fase denominada seqüència principal. Naixement i mort del sol. El Sol es va formar fa 4.650 milions d'anys i té combustible per a 5.000 milions més. Després, començarà a fer-se més i més gran, fins a convertir-se en una gegant vermell. Finalment, s'enfonsarà pel seu propi pes i es convertirà en una nana blanca, que pot trigar un trilió d'anys en refredar-se. Es va formar a partir de núvols de gas i pols que contenien residus de generacions anteriors d'estrelles. Gràcies a la metal·licitat d'aquest gas, del seu disc circumestelar van sorgir, més tard, els planetes, asteroides i estels del Sistema Solar. En l'interior del Sol es produeixen reaccions de fusió en les quals els àtoms d'hidrogen es transformen en heli, produint-se l'energia que irradia. Actualment, el Sol es troba en plena seqüència principal, fase en la qual seguirà uns 5000 milions d'anys més cremant hidrogen de manera estable. Arribarà un dia que el Sol esgoti tot l'hidrogen en la regió central a l'haver-lo transformat en heli. La pressió serà incapaç de sostenir les capes superiors i la regió central tendirà a contreure's gravitacionalment, escalfant progressivament les capes adjacents. L'excés d'energia produïda farà que les capes exteriors del Sol tendeixin a expandir-se i refredar-se i el Sol es convertirà en una estrella gegant vermella. El diàmetre pot arribar a arribar a i sobrepassar al de l'òrbita de la Terra, amb la qual cosa, qualsevol forma de vida s'haurà extingit. Quan la temperatura de la regió central abast aproximadament 100 milions de kelvins, començarà a produir-se la fusió de l'heli en carboni mentre al voltant del nucli se segueix fusionant hidrogen en heli. Això produirà que l'estrella es contregui i disminueixi la seva lluentor alhora que augmenta la seva temperatura, convertint-se el Sol en una estrella de la branca horitzontal. A l'esgotar-se l'heli del nucli, s'iniciarà una nova expansió del Sol i l'heli començarà també a fusionar- se en una nova capa al voltant del nucli inert -compost de carboni i oxigen i que per no tenir massa suficient el Sol no arribarà a les pressions i temperatures suficients per a fusionar aquests elements en elements més pesats- que ho convertirà de nou en una gegant vermella, però aquesta vegada de la branca asimptòtica gegant i provocarà que l'astre expulsi gran part de la seva massa en la forma d'una nebulosa planetària, quedant únicament el nucli solar que es transformarà en una nana blanca i, molt més tard, al refredar-se totalment, en una nana negra. El Sol no arribarà a esclatar com una supernova al no tenir la massa suficient per a això.
  6. 6. Si bé es creia al principi que el Sol acabaria per absorbir a més de Mercuri i Venus a la Terra al convertir-se en gegant vermella, la gran pèrdua de massa que sofrirà en el procés va fer pensar per un temps que l'òrbita terrestre -igual que la dels altres planetes del Sistema Solar- s'expandiria possiblement salvant-la d'aquest destinació. No obstant això, un article recent postula que això no ocorrerà i que les interaccions mareales així com el frec amb la matèria de la cromosfera solar faran que el nostre planeta sigui absorbit. Altre article posterior també apunta en la mateixa adreça. http://ca.wikipedia.org/wiki/Estrella#Generaci.C3.B3_de_l.27energia_de_les_estrelles http://es.wikipedia.org/wiki/Sol

×