Astronomia estel·lar

De Viquipèdia
Salta a la navegació Salta a la cerca

S'anomena astronomia estel·lar l'estudi de les estrelles; la seva formació, evolució i final, així com les seves propietats i distribució.

Una eina fonamental en l'estudi de les estrelles és el diagrama de Hertzsprung-Russell.

L'estudi de les estrelles i de la seva evolució és imprescindible per a avançar en el nostre coneixement de l'univers, ja que constitueixen els mòduls bàsics que el componen. L'astronomia estel·lar s'ha determinat amb l'observació i la comprensió teòrica, i també amb simulacions numèriques de la composició interna de les estrelles.[1]

Naixement i vida d'una estrella[modifica]

Nebulosa del Rectangle Vermell

La formació de les estrelles es produeix en regions denses de pols i gas molecular, conegudes com a nebuloses interestel·lars. La força gravitatòria acosta els àtoms d'hidrogen cap al centre de l'acumulació, fent-lo més i més dens. Arriba un punt en el qual les seves velocitats són tan grans que el protó d'un nucli d'hidrogen aconsegueix vèncer la repulsió elèctrica del nucli en què impacta, i s'hi fusiona, i amb d'altres més, fins a formar un nucli estable d'heli.

Una estrella des del seu naixement té diferents fases d'evolució. En les primeres etapes com a embrió, és envoltada per les restes del núvol de gas des del qual es va formar. Aquest núvol de gas és gradualment dissipat per la radiació que emana de l'estrella, i possiblement queden enrere un sistema d'objectes més petits com a planetes.

Passada l'etapa de la infància, una estrella entra en la maduresa, que es caracteritza per un període llarg d'estabilitat, durant el qual, en el seu nucli, l'hidrogen es va convertint en heli, alliberant enormes quantitats d'energia. A aquesta etapa d'estabilitat de l'estrella, se l'anomena seqüència principal.[2]

Les característiques de l'estrella resultant dependran de la magnitud de la seva massa. Com més massiva sigui l'estrella, més gran serà la seva lluminositat i amb més gran velocitat exhaurirà l'hidrogen del seu nucli, cosa que la farà més lluminosa, més gran i més calenta. La ràpida fusió d'hidrogen en heli també implica un esgotament de les reserves del primer, més aviat en estrelles massives que en les de més petita mida. Per a una estrella com el Sol, la seva permanència en la seqüència principal és d'uns 10 mil milions d'anys; una estrella deu vegades més massiva serà 10.000 vegades més brillant però durarà en la seqüència principal solament uns 100 milions d'anys.

Quan tot l'hidrogen del nucli de l'estrella s'hagi convertit en heli, aquesta començarà el seu desenvolupament. La fusió de l'heli requereix una gran temperatura en el nucli, per la qual cosa l'estrella incrementarà tant la seva mida com la densitat del seu nucli.

Evolució i mort d'una estrella[modifica]

No totes les estrelles evolucionen de la mateixa manera. La massa de l'estrella és, novament, determinant a l'hora de fer un estudi sobre les diferents fases que experimenta al llarg de la vida.

Estrelles de massa petita[modifica]

Aquest tipus d'estrelles tenen una vida llarga. El nostre coneixement sobre la seva evolució és mera teoria, ja que l'etapa en la seqüència principal té major durada que l'actual edat de l'univers. Els astrofísics consideren que haurien de tenir una evolució molt semblant a les estrelles de massa intermèdia, llevat que en la fase final l'estrella es refredaria i es convertiria després d'un bilió d'anys en una nana negra.

Estrelles de massa intermèdia[modifica]

El nostre Sol es troba dintre d'aquesta divisió. Són estrelles que durant la fase de la seqüència principal transmuten hidrogen en heli en el nucli central, però el primer, en milions d'anys, es va exhaurint fins a arribar a un instant en què les fusions són insuficients per a generar les pressions necessàries per equilibrar la gravetat. Així, el centre de l'estrella es comença a contreure fins que arriba a una temperatura tan elevada que l'heli entra en fusió i es converteix en carboni. El romanent d'hidrogen s'allotja com una closca cremant-se i transmutant-se en heli i les capes exteriors de l'estrella s'expandeixen. Aquesta expansió converteix l'estrella en una gegant vermella més brillant i freda que en la seva etapa en la seqüència principal.

Cicle vital del Sol

Durant aquesta fase, una estrella perd moltes de les seves capes exteriors, les quals són ejectades cap a l'espai per la radiació que emana. Eventualment, les estrelles més massives d'aquest tipus aconsegueixen encendre el carboni perquè es transmuti en elements més pesants, però el normal és que l'estrella s'esfondri cap al seu interior a causa de la pressió de la gravetat i es transformi en una nana blanca.

Estrelles de massa major i estrelles massives[modifica]

Són estrelles de ràpida combustió. La curta extensió de les seves vides fa estranyes les grans estrelles, perquè solament aquelles formades en els últims 30 milions d'anys -i no totes- existeixen encara.

Al començament passen ràpidament per quasi les mateixes fases que una estrella de massa intermèdia, però les estrelles massives tenen nuclis tan calents que transmuten hidrogen en heli d'una manera diferent, fent servir restes de carboni, nitrogen i oxigen. Tan bon punt l'estrella hagi exhaurit l'hidrogen al nucli i allotjat el romanent d'aquest com a closques, entra en una fase que es coneix com de supergegant vermella. Quan els seus nuclis s'hagin convertit en heli, l'enorme gravetat de les estrelles permet continuar la fusió, convertint l'heli en carboni, el carboni en neó, el neó en oxigen, l'oxigen en silici, i finalment el silici en ferro. Arribat en aquest punt, com el ferro no es fusiona, el nucli de l'estrella es col·lapsa, i en resulta una explosió de supernova.

Imatge de l'Hubble de la supernova 1994D (SN1994D) a la galàxia NGC 4526

Es pensa que les restes d'una supernova són en general una estrella de neutrons. Un púlsar en el centre de la nebulosa de Càncer avui s'identifica amb el nucli de la supernova de 1054. En el cas que la massa persistent de l'estrella sigui de dos a tres vegades la del Sol, la contracció continuarà fins a formar un forat negre.[3]

Les estrelles binàries poden seguir models d'evolució molt més complexos: podrien transferir part de la seva massa a la seva companya i generar una supernova.[4]

Les nebuloses planetàries i les supernoves són molt necessàries per a la distribució de metalls a través de l'espai; sense aquestes, totes les noves estrelles –i els seus sistemes planetaris– estarien formats exclusivament d'hidrogen i heli.[5]

Referències[modifica]

  1. Amos, 1994, pp. 7–18
  2. Smith, Michael David. «The Origin of Stars». A: Cloud formation, Evolution and Destruction (en anglès). Imperial College Press, 2004, p. 53–86. ISBN 1-86094-501-5. 
  3. Audouze, Jean;. Israel, Guy. El Atlas de Astronomía de Cambridge. Cambridge University Press, 1994. ISBN 0-521-43438-6. 
  4. Amos, 1994, pp 189-210
  5. Amos, 1994, pp 245-256

Bibliografia[modifica]