2. Què és una estrella?
Una estrella és un cos celeste format de gas, sobretot hidrogen
amb llum pròpia gràcies a la seva elevada temperatura.
Les dimensions de les estrelles són molt variades. Hi ha que són
molt majors que el Sol i altres molt més petites. El Sol es troba en
el punt mig d’ una estrella, amb un radi de 700.000 Km ( més de
cent vegades el radi de la Terra).
Les estrelles de majors dimensions, amb major massa, generen
més energia. Aquestes gasten els seus recursos energètics molt
més ràpid que les més petites. Per això les estrelles grans tenen
una durada de poc temps, alguns milions d’ anys. En canvi, les
estrelles petites logren existir al voltant d’ una decena de mil de
milions d’ anys, ja que no consumeixen gaire i produeixen poca
energia.
3. Parts d’ una estrella: el Sol
*cromosfera: capa de l’atmosfera del Sol, on la temperatura creix
amb l’altura.
*corona: regió més externa de l’atmosfera del Sol, de forma
irregular, que s’observa especialment en els eclipsis totals de Sol.
*fotosfera: capa més profunda de l’atmosfera del Sol d’on prové
gairebé tota la radiació visible que arriba a la Terra.
4. Naixement d’una estrella
El procés del naixement d'una estrella, és encara part d’ un
estudi. Avui dia, s'està avançant en aquests problemes, gràcies a
l'Astronomia de l'Infraroig. Tractem d'explicar el naixement
d'una estrella:
Podem imaginar un núvol de pols i de gas, constituïda
essencialment d'hidrogen. Amb la seva atracció gravitatòria fa
que es contraguin, provocant un augment de gran temperatura,
que arriba a desencadenar reaccions termonuclears, del tipus de
la desintegració dels àtoms. Aquestes reaccions, són semblants a
les que s'originen en la bomba atòmica i donen origen al
naixement de l'estrella. Es condensa aquesta massa de pols,
augmentant per tant l'atracció gravitatòria del nucli. Aquesta
gravitació, va augmentant més i més i quan arriba a un cert
nivell, es forma una proto‐estrella, augmentant la pressió al
mateix temps que augmenta la temperatura. Quan aquesta
temperatura arriba a milions de graus, s'inicia la reacció termo‐
nuclear. L'hidrogen es transforma en heli i es produeix una
enorme quantitat d'energia. L'estrella ja està en marxa i
comença a radiar llum. En tot aquest procés, juga un paper
important la pols interestelar1. El que tracta és de protegir el
naixement de l'estrella, de les influències d'altres estrelles
properes que poguessin produir la desintegració de la "nana". Si
aquest pols desaparegués, l'estrella no podria prosperar. Dins
d'aquests núvols o complexos moleculars, per tant, es formen el
90% de les estrelles.
1
pols de l'espai, compost per partícules menors de 100µm (10-6
metres ). El límit dels 100µm es dóna com consecuancia de les
definicions proposades de meteoroide, considerant-se meteoroide
aquell cos que superi aquesta grandària i de fins a 50m.
5. Per exemple en Orió2 s'han format moltes estrelles. L'Univers se
suposa que es va iniciar fa 15 mil milions d'anys, a partir del Big‐
Bang. Probablement d'aquí a uns anys, l'home haurà rebutjat
aquestes teories i estarà en busca d’ altres diferents.
Evolució d’una estrella
No hi ha una forma concreta d’ evolució en una estrella, depen
de la seva massa, per exemple si té el tamany del planeta Terra
l’estrella s’anomena nana blanca. Es tracta d’una estrella molt
petita i densa que ha esgotat el combustible i no pot continuar
generant energia, l’evolució d’aquesta s’anirà refredant i
contraient lentament fins a apagar‐se totalment.
Si la massa de l’estrella és similar al Sol, la temperatura és prou
gran com per generar noves reaccions i llavors, quan l’hidrogen
s’exhaureix,l’estrella s’infla fins a arribar a convertir‐se en una
gegant vermella que, després, es contrau i acaba com una nana
blanca. Es preveu que al sol d’aquí a uns 5.000 milions d’anys li
succeirà la transformació a nana blanca, que ara per ara té la
mateixa edat del que li queda, és a dir, està en la meitat de la
seva vida.
Quan una estrella és molt gran, com 10 vegades el nostre Sol es
col∙lapsa i es produeix una gran explosió, com la de 9.000
bombes de neutrons. Les temperaturas són altíssimes i també es
forma una supernova, i s’escampen per l’espai elements pesants
que romanen atrapats com el ferro,l’urani,el plom, etc.
2
És una constel·lació prominent, té estels molt brillants i és situada a
l'equador celeste.
6. Gran part de la massa desapareix, però la que queda es contrau i
forma una estrella de neutrons que és molt densa.
Per últim hi ha les que la massa estelar és enorme, unes 30
vegades més gran que el Sol, segueix una evolució similar a
l’anterior, però el final és molt diferent. Després de la Supernova,
el cos estel∙lar es contrau fins que tota la massa es concentra en
un objecte extraordinariament petit i d’on no s’escapa cap tipus
de radiació, ni tan sols la llum, es quan ens trobem davant d’ un
forat negre.
Segons la massa pot dividir‐ se en:
• Primera visió: comprèn les estrelles d’ entre 0.8 i 11
masses solars.
• Segona visió: comprèn entre les estrelles de 11 i 50
masses solars. Surten les seves capes exteriors a
causa d’ una enorme onda de xoc, obtingut del
col∙lapse gravitacional. L’ onda de xoc actúa sobre l’
estrella permetent que la major part de la massa de l’
estrella sigui expulsada violentament. Una de les
seves conseqüencies és la producció de fusió i l’ onda
de xoc produïda a l’ espai, capaç de reunir gassos per
començar la formació de noves estrelles.
• Estrelles de més de cinquanta masses solars.
Són aquelles les quals el seu espectre3 no presenta
línies d’ hidrogen però si si d’ heli.
3
Representació de la descomposició d’una ona composta en ones
simples de longituds o de freqüència característiques.
