Estrella

De Viquipèdia
(S'ha redirigit des de: Estrelles)
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Per a d'altres significats vegeu estrella (desambiguació) i estel (desambiguació).
Una regió on es formen els estels en el Gran Núvol de Magalhães (Imatge de la NASA/ESA)

Un estel, estrella o estrela,[1] o antigament i dialectalment estela,[2] és un astre massiu format per plasma en un equilibri semblant a l'equilibri hidrostàtic, que genera energia mitjançant un procés de fusió nuclear. Els estels (excepte el sol) apareixen com a punts brillants en el cel nocturn, i fan pampallugues per efecte de l'atmosfera terrestre.

Els estels emeten llum de tots els colors, la barreja dels quals fa que els vegem blancs. Tanmateix, en molts estels es poden apreciar certes tonalitats cromàtiques, sobretot les vermelles, com és el cas de Betelgeuse o bé d'Antares. El Sol és clarament groguenc. Això és perquè l'estel emet més llum groga no pas d'altres colors.

Estructura estel·lar[modifica | modifica el codi]

Article principal: Estructura estel·lar

Un estel típic es divideix en nucli, mantell i atmosfera. En el nucli és on es produeixen les reaccions nuclears que generen la seva energia. El mantell transporta aquesta energia cap a la superfície i segons com la transporta, per convecció o per radiació, es dividirà en dues zones: radiant i convectiva. Finalment, l'atmosfera és la part més superficial dels estels i l'única que és visible. Es divideix en cromosfera, fotosfera i corona solar. L'atmosfera estel·lar és la zona més freda dels estels i s'hi produixen els fenòmens d'ejecció de matèria. Tanmateix, la corona suposa una excepció al que s'ha dit, ja que la temperatura torna a augmentar fins a ultrapassar el milió de graus. Però és una temperatura enganyosa. En realitat aquesta capa és molt poc densa i és formada per partícules ionitzades altament accelerades pel camp magnètic de l'estel. Llurs grans velocitats confereixen a aquestes partícules altes temperatures.

Al llarg del seu cicle les estrelles experimenten canvis en la grandària de les capes i fins i tot en l'ordre en què es disposen. En algunes la zona radiant se situa abans que la convectiva i en altres a l'inrevés, depenent tant de la massa com de la fase de fusió en què es trobi. De la mateixa manera, el nucli també pot modificar les seves característiques i la seva grandària al llarg de l'evolució de l'estel.

Temperatura d'un estel[modifica | modifica el codi]

Els astrònoms calculen la temperatura de les estrelles segons el color que tenen. Les blaves són més calentes que les grogues, i les grogues són més calentes que les vermelles. Després de molts estudis, entre els que cal destacar els de la nord-americana Annie J. Cannon de l'observatori de Harvard a Boston, s'ha establert la següent classificació de les estrelles segons el seu espectre:

  • Color blau que vol dir més o menys 30.000 °C, com I Cephei
  • Color blanc-blau que vol dir més o menys 20.000 °C, com Spica
  • Color blanc que vol dir més o menys 10.000 °C, com Vega
  • Color blanc-groc que vol dir més o menys 7.000 °C com Procyon
  • Color groc que vol dir més o menys 5.500 °C com la nostra estrella, el Sol
  • Color taronja que vol dir més o menys 4.000 °C com Arcturus
  • Color vermell que vol dir més o menys 3.000 °C com Betelgeuse

La temperatura de superfície d'una estrella, és a dir, la de la superfície que emet la llum que nosaltres veiem, és molt menor (ex: 8.000 kèlvins en el Sol) que la del nucli de l'estel, on pot arribar a diverses desenes de milions de graus.

Pel que fa a la mida, una estrella, pot arribar a ser tan petita com la Terra. Aleshores s'anomena nana blanca. Quan es fa encara més petita ja no s'anomena estrella, llavors és un púlsar, que és la resta d'una estrella. El Sol és una estrella mitjana.

Cicle estel·lar[modifica | modifica el codi]

Les estrelles, però, no són eternes, també tenen 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. Masses de gas i pols es condensen al seu entorn (protoplanetes).
  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 a 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 una nana groga. Es fa molt petita i densa i brilla amb llum blanca o blava, fins que s'apaga.
  11. Al final esdevé una nana negra.

L'estrella prototípica[modifica | modifica el codi]

El Sol

El Sol és pres com l'estrella prototípica, no per què sigui especial en cap sentit, sinó perquè és la més propera a la Terra i per tant la més estudiada. La majoria de les característiques de les estrelles se solen amidar en unitats solars. Les magnituds solars són usades en astrofísica estel·lar com a patrons.

La massa del Sol és:

Msol = 1.9891 × 1030 kg

i les masses de les altres estrelles s'amiden en masses solars abreujat com Msol.

Classificació[modifica | modifica el codi]

" " " " " " "

Rangs de la temperatura de superfície per
a diferents classes estel·lars
[3]
Classe Temperatura Estrella d'exemple
O 33.000 K o més Zeta Ophiuchi
B 10.500–30.000 K Rigel
A 7.500–10.000 K Altair
F 6.000–7.200 K Procyon A
G 5.500–6.000 K Sol
K 4.000–5.250 K Epsilon Indi
M 2.600–3.850 K Proxima Centauri

La primera classificació estel·lar va ser realitzada per Hiparc de Nicea i preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolemeu, en una obra anomenada Almagest. 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 que ja no s'empra, va constituir la base per a la classificació actual.

La classificació moderna es realitza a través del tipus espectral. Existeixen dos tipus de classificació, basats en dos catàlegs diferents: el Henry Draper Catalogue (HD) realitzat a la Universitat Harvard a principis del segle XX, el qual determina el que es denomina tipus espectral, i el catàleg de l'Observatori Yerkes, realitzat en 1943, el qual determina el que es denomina classe de lluminositat; aquesta és la classificació espectral de Yerkes, també anomenada sistema MKK. Ambdós sistemes de classificació són complementaris.

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 de les estrelles[modifica | modifica el codi]

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 a 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 (detalls a evolució estel) 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.[4]

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. Així, una estrella amb 120 masses solars inicials i metal·licitat igual a la del Sol acabarà expulsant en forma de vent solar més del 90% de la seva massa per acabar la seva vida amb menys de 10 masses solars.[5] 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, augmentant així la metàl·lica de l'univers.

Distribució[modifica | modifica el codi]

Una estrella nana blanca en òrbita al voltant de Sirius (representació artística). imatge de la NASA

A més de les estrelles solitàries, hi ha sistemes multiestel·lars consistents en dues o més estrelles lligades gravitacionalment que orbiten entre elles. El sistema multiestel·lar més comú és el d'estrella binària, però també es troben sistemes de 3 o més estrelles. Per raons d'estabilitat, aquesta mena de sistemes multiestel·lars estan sovint organitzats en grups jeràrquics d'estrelles binàries coorbitant.[6] També existeixen grups més grans anomenats cúmuls d'estrelles que van des de dèbils associacions estel·lars amb només unes poques estrelles, fins a enormes cúmuls globulars amb centenars de milers d'estrelles.

És un supòsit molt acceptat que la majoria d'estrelles tenen un enllaç gravitatori amb altres estrelles d'un sistema múltiple. Això és particularment cert per estrelles massives de tipus O o B, en què el 80% dels sistemes es creu que són múltiples. Tanmateix, la porció d'estrelles senzilles augmenta per a les estrelles més petites, de manera que només el 25% de les nanes vermelles té companyes estel·lars. Com que el 85% de les estrelles de la Via Làctia són nanes vermelles, es calcula que la majoria de les estrelles que té són solitàries.[7]

Les estrelles no es troben uniformement en l'univers, sinó que es troben agrupades en galàxies, juntament amb el gas i la pols interestel·lars. Una galàxia títpica conté centenars de milers de milions d'estrelles, i n'hi ha més de cent mil milions (1011) en l'univers observable.[8] Encara que sovint es creu que les estrelles només existeixen en les galàxies, s'ha descobert estrelles intergalàctiques.[9] Els astrònoms han estimat que hi ha com a mínim setanta mil trilions (7×1022) d'estrelles en l'univers observable.[10]

No existeix un mètode únic per a mesurar la distància entre planetes i estrelles en el cosmos, la tria d'un mètode o l'altre depèn de la distància a l'element en qüestió. El mètode de la paral·laxi trigonomètrica és el més habitual per mesurar les estrelles no molt llunyanes. L'estrella més propera a la Terra, a part del Sol, és Proxima Centauri, que és a 39,9 bilions (1012) de quilòmetre, o a 4,2 anys llum de distància. La llum de Proxima Centauri necessita 4,2 anys per arribar a la Terra. Viatjant a la velocitat del transbordador espacial (quasi 30.000 quilòmetres per hora), es trigaria 150.000 anys a arribar-hi.[11] Distàncies com aquesta són típiques dintre dels discs galàctics, també en el veïnatge del sistema solar.[12] Les estrelles poden estar més a prop entre elles en els centres de les galàxies i en els cúmuls globulars, o més distanciades en els halos galàctics.

Degut a les relativament vastes distàncies entre les estrelles a fora del nucli galàctic, les col·lisions entre estrelles es creu que són rares. En regions denses com en els nuclis dels cúmuls globulars o el centre galàctic, les col·lisions poden ser més comunes.[13] Aquestes col·lisions poden produir el que són coneguts com a blaus endarrerits. Aquestes estrelles anormals tenen unes temperatures de superfície que les altres estrelles de la seqüència principal amb la mateixa lluminositat en el cúmul.[14]

Generació de l'energia de les estrelles[modifica | modifica el codi]

A principis del segle XX la ciència es preguntava quina era la font de la increïble energia que alimentava les estrelles. Cap de les solucions conegudes en l'època resultava viable. Cap reacció química arribava el rendiment necessari per mantenir la lluminositat que despendre el Sol. Així mateix, la contracció gravitatòria, si bé resultava una font energètica més, no podia explicar l'aportació de calor al llarg de milers de milions d'anys. Sir Arthur Eddington va ser el primer a suggerir en la dècada de 1920 que l'aportació d'energia procedia de reaccions nuclears. Existeixen dos tipus de reaccions nuclears, les de fissió i de fusió. Les reaccions de fissió no poden mantenir la lluminositat d'una estrella a causa de la seva relativament baix rendiment energètic i, sobretot, al fet que requereixen elements més pesants que el ferro, els quals són poc abundants a l'univers. El primer mecanisme detallat de reaccions nuclears de fusió capaces de mantenir l'estructura interna d'una estrella va ser descobert per Hans Bethe el 1938, és vàlid per a estrelles de massa intermèdia o elevada i porta el nom del seu descobridor (cicle de Bethe o cicle CNO).

Nebulosa planetària M-57, àmpliament coneguda com Nebulosa de l'anell. El seu diàmetre és d'aproximadament un any llum.
Imatge de l'estrella altament massiva Eta Carinae, capturada pel telescopi espacial Hubble de la NASA. Les nebuloses circumdants tenen un diàmetre longitudinal d'aproximadament 0,5 anys llum.

Tanmateix, va resultar que les temperatures que s'assoleixen en els nuclis de les estrelles són massa baixes com per fusionar els ions. El que passa és que l'efecte túnel permet que dues partícules amb energies insuficients per traspassar la barrera de potencial que les separa tinguin una probabilitat de saltar aquesta barrera i poder unir. En haver-hi tantes col·lisions, estadísticament es donen suficients reaccions de fusió com per què se sostingui l'estrella però no tantes reaccions com per fer esclatar. Existeix un òptim d'energia per al qual es donen la majoria de les reaccions que resulta de l'encreuament de la probabilitat que dues partícules tinguin una energia determinada E a una temperatura T i de la probabilitat que aquestes partícules se saltin la barrera per efecte túnel. És l'anomenat pic de Gamow.

Una gran varietat de reaccions diferents de fusió tenen lloc dins dels nuclis de les estrelles, les quals depenen de la massa i la composició.

Normalment les estrelles inicien la seva combustió nuclear amb al voltant d'un 75% d'hidrogen i un 25% d'heli juntament amb petites traces d'altres elements. En el nucli del Sol amb uns 107 K l'hidrogen es fusiona per formar heli mitjançant la cadena protó-protó:

4¹H → 2²H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV)
2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV)
2³He → 4He + 2¹H (12.9 MeV)

Aquestes reaccions queden reduïdes en la reacció global:

4¹H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)

En estrelles més massives l'heli es produeix en un cicle de reaccions catalitzades pel carboni, és el cicle CNO o cicle de Bethe. Això és representat exemplarment en el cas d'una estrella amb 18 masses solars:

  Material combustible  
(o Fe)
Temperatura en
 milions de kèlvins 
  Densitat (kg/cm3)   Duració de la combustió
H 40 0,006   10 milions a.  
He 190 1,1 1 milió a.
C 740 240 12.000 anys
Ne 1.600 7.400 12 anys
O 2.100 16.000 4 anys
S/Si 3.400 50.000 1 setmana
Fe-Escorça 10.000   10.000.000   -

A les estrelles, els nuclis es troben a 108 K i les masses van des de les 0,5 a les 10 masses solars l'heli resultant de les primeres reaccions pot transformar-se en carboni a través del procés triple-alfa:

4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7.4 MeV

La reacció global és:

34He → 12C + γ + 7.2 MeV
Vegeu també: Nucleosíntesi estel·lar, pic de Gamow, i evolució estel·lar

Estrelles variables[modifica | modifica el codi]

Article principal: Estrella variable
L'aparença asimètrica de la variable Mira, una estrella variable oscil·lant. Imatge del Telescopi Espacial Hubble de la NASA

Les estrelles variables tenen canvis periòdics o aleatoris en la seva lluminositat degut a les seves propietats intrínseques. De les estrelles intrínsecament variables els tipus primaris poden ser subdividits en tres grups principals.

Durant la seva evolució estel·lar algunes estrelles passen per algunes fases en les que poden esdevenir variables polsants. Les variables polsants variables canvien el seu radi i la seva lluminositat al llarg del temps, expandint-se i contraent-se amb períodes que van de minuts a anys, depenent de la mida de l'estrella. Aquesta categoria inclou la Cefeida i semblants, i variables de llarg període com la Mira.[15]

Les variables eruptives són estrelles que experiencien augments sobtats augments de lluminositat degut a grans ejeccions de massa estel·lar.[15] Aquest grup inclou les protoestrelles, les estrelles Wolf-Rayet, i les estrelles fulgurants, així com estrelles gegants i supergegants.

Les variables cataclísmiques o explosives pateixen un canvi dramàtic en les seves propietats. Aquest grup inclou noves i supernoves. Un sistema binari que inclogui una companya blanca por produir certs tipus d'aquestes explosions estel·lars espectaculars, incloent-hi les noves i les supernoves de Tipus 1a.[16] L'explosió és creada quan la nana blanca excreta hidrogen de la companya estel·lar, adquirint massa fins que l'hidrogen se sotmet a la fusió.[17] Algunes noves també poden tenir esclats periòdics d'amplitud moderada.[15]

Les estrelles també poden variar en lluminositat degut a factors extrínsecs com binàries eclipsant-se mútuament.[15] Un exemple destacable de binàries eclipsant-se és Algol, que regularment varia en magnitud de 2,3 a 3,5 en un període de 2,87 dies.

Mites i creences[modifica | modifica el codi]

El faraó Akhenaton i la seva família adorant el Sol

Tal com ha succeït amb certes constel·lacions i amb el propi Sol, les estrelles en general tenen la seva pròpia mitologia. En estadis precientífics de la civilització les ha vistes com a entitats vivents (animisme), dotades de força sobrenatural o bé com a déus. Igualment s'ha identificat les estrelles amb les ànimes dels morts o esperits. Un costum popular afirma que en veure una estrella fugaç es pot demanar un desig i serà acomplert.

La trajectòria de les estrelles i la seva configuració en l'espai encara avui formen part d'alguns constructors culturals lligats al pensament màgic, com l'astrologia, que proposa d'endevinar el futur basant-se en la posició relativa dels planetes, la Lluna i el Sol, respecte als estels, vistos des de la Terra.

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. Diccionari de la llengua catalana «Estrella».
  2. Moll, Francesc de Borja; Martí Mestre, Joaquim. Gramàtica històrica catalana. Universitat de València, 2006, p.119. ISBN 8437064120. 
  3. Smith, Gene. «Stellar Spectra». University of California, San Diego, 1999-04-16. [Consulta: 2006-10-12].
  4. Aufdenberg, J. P. et al. 2006, ApJ 645, 664
  5. Schaller, G. et al. 1992, A&AS 96, 269
  6. Szebehely, Victor G.; Curran, Richard B.. Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies. Springer, 1985. ISBN 9027720460. 
  7. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (2006-01-30). "Most Milky Way Stars Are Single". Nota de permisa. Consulta: 2006-07-16.
  8. «What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?». Royal Greenwich Observatory. [Consulta: 2006-07-18].
  9. «Hubble Finds Intergalactic Stars». Hubble News Desk, 1997-01-14 [Consulta: 6 novembre 2006].
  10. «Astronomers count the stars». BBC News, 2003-07-22 [Consulta: 18 juliol 2006].
  11. 3,99 × 1013 km / (3 × 104 km/h × 24 × 365,25) = 1,5 × 105 anys.
  12. Holmberg, J.; Flynn, C.. «The local density of matter mapped by Hipparcos». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 313, 2, 2000, pàg. 209–216. DOI: 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x [Consulta: 18 juliol 2006].
  13. «Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic». CNN News, 2000-06-02 [Consulta: 21 juliol 2006].
  14. Lombardi, Jr., J. C.. «Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers». The Astrophysical Journal, 568, 2002, pàg. 939–953. DOI: 10.1086/339060.
  15. 15,0 15,1 15,2 15,3 «Types of Variable Stars». AAVSO. Arxivat de l'original el 2003-06-27. [Consulta: 2006-07-20].
  16. Iben, Icko, Jr.. «Single and binary star evolution». Astrophysical Journal Supplement Series, 76, 1991, pàg. 55–114. DOI: 10.1086/191565.
  17. «Cataclysmic Variables». NASA Goddard Space Flight Center, 2004-11-01. [Consulta: 2006-06-08].

Bibliografia[modifica | modifica el codi]

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Estrella Modifica l'enllaç a Wikidata