1. VIDA D'UNA
ESTRELLA
Marta Garrido
Ana Clerch

2. Tipus d'estrelles:
Hi ha diferents tipus d'estrelles. Se solen classificar segons grandària, temperatura,
color...
Es poden dividir en:
Clasificación Color Temperatura (°C) Ejemplo
W-O Blanco verdoso 100000 Wolf Rayet
B Azulado 25 000 Spica
A Blanco 11 500 Sirio
F Blanco amarillento 7500 'Canopus
G Amarillo 6000 Sol
K Anaranjado amarillento 4700 Arturo
M Anaranjado 3000 Antares
R Anaranjado rojizo 2600 CW Leonis
N Rojo anaranjadas 2000 1a de los peces
S Rojo 1400 Andromedae
Les de la classe W-O són les més grans i les S les més petites.
El nostre Sol correspondria a la classe G per tant per molt que ens sembli molt
gran, en comparació amb altres estrelles que existeixen, és petita.

3. Naixement d'una estrella:
Dins l'Univers hi ha masses de de gas que s'agrupen entre elles i van formant cada
cop masses més grosses. El gas està format majoritàriament per hidrogen i heli.
• Aquestes masses giren sobre elles mateixes i van augmentant la seva
temperatura, a mesura que augmenten de temperatura i giren més
depressa, es van formant els elements de la taula períodica.
• Al centre de la massa es va formant un nucli esfèric anomenat protostrella.
• Quan les reaccions d'hidrogen comencen a ser estables es diu que l'estrella
està a la seqüència priincipal, una fase que ocupa un 90% de la seva vida.
Segons la massa de l'estrella tindrà una evolució o una altra.
Evolució d'una estrella:
Estrelles de massa baixa i intermèdia:
Després de viure un cert temps l'estrella de
massa unes 9 vegades el Sol acaba esgotant
l'hidrogen del seu nucli i comença a cremar-lo a
partir d'una capa exterior que té.
Gràcies a això l'estrella s'infla, es va fent grossa,
la seva superfície es refreda.
S'anomena fase de subgegant.
La temperatura descendeix fins a un estat crític,
l'estrella es va fent cada cop més gran,
s'anomena gegant vermell.
Va fent el mateix però amb l'heli i quan s'ha esgotat totalment aquest, morirà.
Estrelles de massa elevada:
Els hi passa el mateix que a les més petites
però de manera més radical, més ràpida, i
passen per fases com el súper gegant blau
o groc quan la temperatura descendeix de
manera tan brutal. Acabaran sent super
gegants vermells i desencadenaràn una
supernova.

4. Estrelles de massa molt elevada:
Aquestes estrelles són les més massives de totes i
el seu final sol acabar en un forat negre ja que
perden les capes més exteriors durant la fase de
variable lluminosa blava (VLA), com a
conseqüència acaben amb molt poc contingut
d'hidrogen. Aquestes s'anomenen Wolf-Rayet.
Encara que hi ha algunes que ténen uns vents
solars tan forts que es desprenen de les seves
capes més exteriors abans d'arrivar a la fase
(VLA).
Mort d'una estrella:
Les estrelles poden morir de dues formes també segons la seva massa:
Nebuloses planetàries i nanes blanques:
Quan l'estrella ha arribat a ser un súper gegant
vermell, va perdent capes de massa fi el seu nucli
es va contraent per la gravetat de la propia
estrella, cada vegada més fins que té tota la
massa concentrada. És el que s'anomena nana
blanca. A mesura que passa el temps, aquestes
van perdent la seva massa fins que s'apaguen;
s'anomenen nanes negres.
Forats negres:
Les estrelles massives i súper massives solen
acabar morint d'aquesta manera.
Aquestes es transformen en nanes blanques
com les primeres però amb una diferència;
es van concentrant cada cop més per la
gravetat fins que el nucli no es pot
concentrar més i es colapsa. S'acaben
fabricant els últims elements de la taula
períodica i es converteix en el forat negre.
Un forat negre és una regió finita de l'espai-
temps provocada per una gran massa en
l'interior que genera un enorme camp
gravitatori.

5. El sol, la nostra estrella
Origen del Sol
És difícil saber exactament l’origen del sistema solar. Els científics creuen que pot
situar-se fa uns 4,650 milions d’anys. Segons la teoria de Laplace, un immens núvol
de gas i pols es va contraure a causa de la força de la gravetat i va començar a
girar a gran velocitat degut a l’explosió d’una supernova propera.
La major part de la matèria es va acumular al centre. Els àtoms van comensar a
partir-se degut a la tan elevada pressió, lliberant energia i formant una estrella. Al
mateix temps s’anaven definint alguns remolins que augmentaven de gtravetat al
créixer i recollien residus de generacions anteriors de estrelles.

6. El Sol actual
El sol és l’estrella del nostre sistema solar que es va formar fa uns 5,000 milions
d’anys, de tipus espectral (estelar) G2.
.A l’interior es produeixen reaccions de fusió en les que els àtoms d’hidrògen es
transformaran en Heli, produïnt-se l’energia que irradia.
Actualment el sol es troba en plena seqüència principal, fase en la que seguirà
uns 5,000 milions d’anys més cremant hidrògen de manera estable.
El Sol en un futur
El sol té combustible per a 5,000 milions d’anys més.
Arribarà un dia en que el sol agoti tot l’hidrògen en la regió central al haver-lo
transformat en heli. Llavors, la pressió serà incapaç de sostenir les capes superiors i
la regió central tendirà a contreure’s gravitatòriament, calentant progressivament
les capes contigües. L’eccés d’energia preduïda farà que les capes exteriors del
Sol tendeixin a expandir-se i a refredar-se, i el sol es convertirà en un gegant
vermell.
El diàmetre pot arribar i sobrepassar al de l’òrbita de la Terra, amb el qual,
qualsevol forme de vida s’haurà extingit. Quan la temperatura de la regió central
agafi uns 100 milions de Kelvins, començarà a produir-se la fusió de l’hel·li en
carboni mentre al voltant del nucli es segueix fusionant hidrògen en heli.
Això produïrà que l’estrella es contragui i disminueixi la seva brillantor a l’hora que
augmenta la seva temperatura, convertint-se el Sol en una estrella de la rama
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, compost
per carboni i oxigen, i per no tindre massa suficient, el sol no arribarà a les
pressions i temperatures suficients per fusionar aquests elements en elements més
pesats, que el convertirà de nou en un gegant vermell, però aquest cop de la
rama asintòtica gegant. Llavors provocarà que l’astre expulsi gran part de la seva
massa en la forma d’una nebulosa planetaria, quedant únicament el nucli solar
que es transformarà en en un nan blanc i, molt més tard, al refredar-se totalment,
en un nan negre. El Sol no arribarà a estallar com una supernova al no tindre la
massa suficient.

7. Cicle del Sol
Datos básicos El Sol La Tierra
Tamaño: radio ecuatorial 695.000 km. 6.378 km.
Periodo de rotación sobre el eje de 25 a 36 días 23,93 horas
*
Masa comparada con la Tierr 332830 1
Temperatura media superficial 6000 º C 15 º C
Gravedad superficial en la 274 m/s2 9,78 m/s2
fotosfera