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. 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. - 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. 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
