2. Formació i evolució d’una estrella.
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 en 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 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 eta pes 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.
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. 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. Com a conclusió podem descriure breument el seguit de passos que
fa una estrella:
La vida d’una estrella
Cada estrella té 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, és a dir, es van unint hidrogens a
gran temperatura per anar formant altres elements, aquestes reaccions originen
una gran quantitat d’energia. Masses de gas i pols es condensen al seu entorn
3. 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 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 un nan blanc. Es fa molt petita i densa i brilla amb llum blanca o blava,
fins que s'apaga.
11. Al final esdevé una nana negra o una supernova.
Classificació
La primera classificació estel·lar va ser realitzada per Hiparc de Nicea. 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 Classe Temperatura Estrella d'exemple
que ja no s'empra, va constituir la
base per a la classificació actual.
La classificació moderna es realitza a O 33.000 K o més Zeta Ophiuchi
través del tipus espectral. Existeixen
dos tipus de classificació, basats en
dos catàlegs diferents: el Henry B 10.500–30.000 K Rigel
Draper Catalogue (HD) realitzat a
Harvard a principis del segle XX, el
qual determina el que es denomina A 7.500–10.000 K Altair
tipus espectral, i el catàleg de
l'Observatori de Yerkes, realitzat en
1943, el qual determina el que es F 6.000–7.200 K Procyon A
denomina classe de lluminositat;
aquesta és la classificació espectral
de Yerkes, també anomenada G 5.500–6.000 K Sol
sistema MKK.
Ambdós sistemes de classificació
són complementaris. K 4.000–5.250 K Epsilon Indi
M 2.600–3.850 K Proxima Centauri
4. 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 d’una estrella.
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 en 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 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.
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. 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.
5. SOL:
El sol és una estrella que es troba en el centre del Sistema Solar. La Terra i altres
matèries (incloent a altres planetes, asteroides, meteorits, estels i pols) orbiten al voltant
d'ell, constituint a la major font d'energia electromagnètica d'aquesta constel·lació. Per si
solament, el sol representa al voltant del 98,6% de la massa del Sistema Solar. La
distància mitja del Sol a la Terra és aproximadament 149.600.000 de quilòmetres, i la
seva llum recorre aquesta distància en 8 minuts i 19 segons. L'energia del Sol, en forma
de llum solar, sustenta a gairebé totes les formes de vida en la Terra a través de la
fotosíntesi, i condueix el clima de la Terra i la meteorologia.
És l'estrella del sistema planetari en el qual es troba la Terra; per tant, és la més propera
a la Terra i l'astre amb major lluentor aparent. La seva visualitat en el cel local
determina, respectivament, el dia i la nit en diferents regions de diferents planetes. El
Sol és una estrella que es troba en la fase denominada seqüència principal.
Naixement i mort del sol.
El Sol es va formar fa 4.650 milions d'anys i té combustible per a 5.000 milions més.
Després, començarà a fer-se més i més gran, fins a convertir-se en una gegant vermell.
Finalment, s'enfonsarà pel seu propi pes i es convertirà en una nana blanca, que pot
trigar un trilió d'anys en refredar-se.
Es va formar a partir de núvols de gas i pols que contenien residus de generacions
anteriors d'estrelles. Gràcies a la metal·licitat d'aquest gas, del seu disc circumestelar
van sorgir, més tard, els planetes, asteroides i estels del Sistema Solar. En l'interior del
Sol es produeixen reaccions de fusió en les quals els àtoms d'hidrogen es transformen en
heli, produint-se l'energia que irradia. Actualment, el Sol es troba en plena seqüència
principal, fase en la qual seguirà uns 5000 milions d'anys més cremant hidrogen de
manera estable.
Arribarà un dia que el Sol esgoti tot l'hidrogen en la regió central a l'haver-lo
transformat en heli. La pressió serà incapaç de sostenir les capes superiors i la regió
central tendirà a contreure's gravitacionalment, escalfant progressivament les capes
adjacents. L'excés d'energia produïda farà que les capes exteriors del Sol tendeixin a
expandir-se i refredar-se i el Sol es convertirà en una estrella gegant vermella. El
diàmetre pot arribar a arribar a i sobrepassar al de l'òrbita de la Terra, amb la qual cosa,
qualsevol forma de vida s'haurà extingit. Quan la temperatura de la regió central abast
aproximadament 100 milions de kelvins, començarà a produir-se la fusió de l'heli en
carboni mentre al voltant del nucli se segueix fusionant hidrogen en heli. Això produirà
que l'estrella es contregui i disminueixi la seva lluentor alhora que augmenta la seva
temperatura, convertint-se el Sol en una estrella de la branca 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 inert -compost de carboni i oxigen i que per no
tenir massa suficient el Sol no arribarà a les pressions i temperatures suficients per a
fusionar aquests elements en elements més pesats- que ho convertirà de nou en una
gegant vermella, però aquesta vegada de la branca asimptòtica gegant i provocarà que
l'astre expulsi gran part de la seva massa en la forma d'una nebulosa planetària, quedant
únicament el nucli solar que es transformarà en una nana blanca i, molt més tard, al
refredar-se totalment, en una nana negra. El Sol no arribarà a esclatar com una
supernova al no tenir la massa suficient per a això.
6. Si bé es creia al principi que el Sol acabaria per absorbir a més de Mercuri i Venus a la
Terra al convertir-se en gegant vermella, la gran pèrdua de massa que sofrirà en el
procés va fer pensar per un temps que l'òrbita terrestre -igual que la dels altres planetes
del Sistema Solar- s'expandiria possiblement salvant-la d'aquest destinació. No obstant
això, un article recent postula que això no ocorrerà i que les interaccions mareales així
com el frec amb la matèria de la cromosfera solar faran que el nostre planeta sigui
absorbit. Altre article posterior també apunta en la mateixa adreça.
http://ca.wikipedia.org/wiki/Estrella#Generaci.C3.B3_de_l.27energia_de_les_estrelles
http://es.wikipedia.org/wiki/Sol
