ESTRELLES: CARACTERÍSTIQUES, COM ES FORMEN, CICLE DE VIDA, ESTRUCTURA - CIÈNCIA - 2025

Una estrella és un objecte astronòmic compost de gas, principalment hidrogen i heli, i mantinguda en equilibri gràcies a la força de gravetat, que tendeix a comprimir-la i la pressió de gas, que l'expandeix.

En aquest procés, un estel produeix immenses quantitats d'energia, provinent del seu nucli, en el qual hi ha un reactor de fusió que sintetitza heli i altres elements a partir d'hidrogen.

Figura 1. Les Plèiades, en la constel·lació de Taure, visibles durant l'hivern septentrional, constitueixen un cúmul d'unes 3000 estrelles a 400 anys llum de distància. Font: Wikimedia Commons.

En aquestes reaccions de fusió, la massa no es conserva totalment, sinó que una petita porció es converteix energia. I com la massa d'una estrella és enorme, fins i tot quan sigui de les més petites, també ho és la quantitat d'energia que desprèn per segon.

Característiques de les estrelles

Les principals característiques d'una estrella són:

- Massa: molt variable, podent arribar a ser des d'una petita fracció de la massa de el Sol fins estrelles supermassives, amb masses diverses vegades la massa solar.

- Temperatura: també és una quantitat variable. A la fotosfera, que és la superfície lluminosa de l'estrella, la temperatura està en el rang dels 50000-3000 K. Mentre que en el seu centre arriba a milions de Kelvin.

- Color: estretament relacionat amb la temperatura i la massa. Com més calent és un estel, més blau és el seu color i per contra, com més freda és, més tendeix cap al vermell.

- Lluminositat: depèn de la potència irradiada per l'estrella, que no sol ser uniforme. Les estrelles més calentes i les més grans són les més lluminoses.

- Magnitud: és la brillantor aparent que tenen quan són vistes des de la Terra.

- Moviment: les estrelles tenen moviments relatius respecte al seu camp, així com a moviment de rotació.

- Edat: les estrelles poden ser tan antigues com l'univers -uns 13.800 milions d'anys- i tan joves com de 1000 milions d'anys d'edat.

Com es formen les estrelles?

El Sol, una de les milions d'estrelles de la Via Làctia.

Les estrelles es formen a partir de l'col·lapse gravitatori d'enormes núvols de gas i pols còsmica, la densitat experimenta contínues fluctuacions. El material primordial d'aquests núvols és hidrogen molecular i heli, i també traces de tots els elements coneguts a la Terra.

El moviment de les partícules que componen aquesta ingent quantitat de massa escampada en l'espai és aleatori. Però de tant en tant la densitat augmenta lleugerament en un punt, produint-se una compressió.

La pressió de el gas tendeix a desfer aquesta compressió, però la força gravitacional, la que atrau les molècules perquè s'ajuntin, és una mica més gran, perquè les partícules estan més properes i llavors contraresta aquest efecte.

Més encara, la gravetat s'encarrega d'augmentar la massa encara més. I a mesura que això succeeix, la temperatura augmenta gradualment.

Ara imaginem aquest procés de condensació a gran escala i amb tot el temps disponible. La força de gravetat és radial i el núvol de matèria així formada tindrà un simetria esfèrica. La hi denomina protoestrella.

A més, aquest núvol de matèria no es troba estàtica, sinó que entra en ràpida rotació a mesura que es contreu el material.

Amb el temps es formarà un nucli a altíssima temperatura i enorme pressió, que es convertirà en el reactor de fusió de l'estrella. Per això es necessita una massa crítica, però quan passa, l'estrella assoleix l'equilibri i així comença, per dir-ho d'alguna manera, la seva vida adulta.

La massa i l'evolució posterior de les estrelles

De la massa que tingui inicialment, dependrà el tipus de reaccions que puguin produir-se en el nucli, i amb això l'evolució posterior de l'estrella.

Per masses menors a 0.08 vegades la massa de el Sol - 2 x 10 30 kg aproximadament- no es formarà l'estrella, ja que el nucli no s'encendrà. L'objecte així format es refredarà poc a poc i la condensació es frenarà, donant lloc a una nana marró.

D'altra banda, si la protoestrella és massa massiva, tampoc aconseguirà l'equilibri necessari per convertir-se en estrella, de manera que col·lapsarà violentament.

La teoria de la formació estel·lar per col·lapse gravitatori es deu a l'astrònom i cosmòleg anglès James Jeans (1877-1946), qui també va proposar la teoria de l'estat estacionari de l'univers. Avui dia aquesta teoria, que sosté que la matèria es crea contínuament, ha estat descartada en favor de la teoria del Big Bang.

Cicle de vida de les estrelles

Tal com es va explicar anteriorment, les estrelles es formen gràcies a un procés de condensació d'una nebulosa feta de gas i pols còsmica.

Aquest procés pren el seu temps. S'estima que succeeix entre 10 i 15 milions d'anys, mentre l'estrella adquireix la seva estabilitat final. Una vegada que la pressió de gas expansiva i la força de gravetat compressora s'equilibren, l'estrella entra en el que s'anomena la seqüència principal.

D'acord a la seva massa, l'estrella se situa en alguna de les línies de l'diagrama Hertzsprung-Russell o abreujadament diagrama HR. Aquest és un gràfic que mostra les diferents línies de l'evolució estel·lar, totes elles dictades per la massa de l'estrella.

En aquest gràfic, les estrelles se situen segons la seva lluminositat en funció de la seva temperatura efectiva, tal com es mostra a continuació:

Figura 2. Diagrama HR, creat independent pels astrònoms Ejnar Hertzsprung i Henry Russell al voltant de 1910. Font: Wikimedia Commons. ESO.

Línies d'evolució estel·lar

La seqüència principal és la regió de forma aproximadament diagonal que discorre pel centre de l'diagrama. Allà, en algun punt, entren les estrelles acabades de formar, d'acord a la seva massa.

Les estrelles més calentes, lluminoses i massives són a la part superior ia l'esquerra, mentre que les més fredes i petites es troben a la regió inferior dreta.

La massa és el paràmetre que governa l'evolució estel·lar, com s'ha dit diverses vegades. En efecte, les estrelles molt massives esgoten el seu combustible amb rapidesa, mentre que les estrelles fredes i petites, com les nanes vermelles, l'administren amb més parsimònia.

Figura 3. Comparativa de mides entre planetes (1 i 2) i estrelles (3,4,5 i 6). Font: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https://dave.autonoma.ca/).

Per a un ésser humà les nanes vermelles són pràcticament eternes, cap nana vermella, que se sàpiga, ha mort encara.

Adjacents a la seqüència principal, hi ha les estrelles que per la seva evolució, s'han traslladat a altres línies. D'aquesta manera per sobre hi ha les estrelles gegants i supergegants, i per sota les nanes blanques.

tipus espectrals

El que ens arriba de les llunyanes estrelles és la seva llum i de la seva anàlisi s'obté moltíssima informació sobre la naturalesa de l'estrella. A la part inferior de l'diagrama HR està una sèrie de lletres que denoten els tipus espectrals més freqüents:

OBAFGKM

La estrelles de major temperatura són O i les més fredes són classe M. Al seu torn, cadascuna d'aquestes categories es divideix en deu subtipus diferents, diferenciant-los mitjançant un número de el 0 a l'9. Per exemple F5, un estel intermèdia entre F0 i G0.

La classificació de Morgan Keenan s'afegeix a el tipus espectral la lluminositat de l'estrella, amb nombres romans de l'I a l'V. D'aquesta manera el nostre Sol és un estel tipus G2V. Cal destacar que donada la gran variabilitat de les estrelles, hi ha altres classificacions per a elles.

Cada classe espectral té un color aparent, segons el diagrama HR de la figura. És el color aproximat que veuria un observador sense instruments o com a màxim uns binocles, en una nit molt fosca i nítida.

A continuació una breu descripció de les seves característiques d'acord als tipus espectrals clàssics:

tipus O

Són estrelles blaves amb tonalitats violetes. Es troben a l'extrem superior esquerra de l'diagrama HR, és a dir que tenen grans dimensions i lluminositat, així com elevades temperatures superficials, entre 40.000 i 20.000 K.

Exemples d'aquest tipus d'estrella són Alnitak A, de el cinturó de la constel·lació d'Orió, visible durant les nits de l'hivern septentrional i Sigma-Orionis en la mateixa constel·lació.

Figura 4. Les tres estrelles de l'Cinturó d'Orió. D'esquerra a dreta Alnitak, Alnilam i Mintaka. A més, a la banda de Alnitak, les nebuloses de la Flama i la de Cap de Cavall. Font: Wikimedia Commons.

tipus B

Són fàcils de veure a simple vista. El seu color és blanc -azulado, amb temperatures superficials entre 10.000 -7000 K. Sirià A, un estel binari de la constel·lació de l'Ca Major és una estrella tipus A, així com Deneb, l'estrella més brillant de l'Cigne.

tipus F

Es veuen blanques tendint a el groc, la temperatura superficial és encara menor que les de l'tipus anterior: entre 7000 i 6000 K. L'estrella polar Polaris, de la constel·lació de l'Óssa Menor pertany a aquesta categoria, així com Canopus, l'estrella més brillant de la constel·lació Carina, visible molt a sud de l'hemisferi nord, durant l'hivern septentrional.

tipus G

Són grogues i les seves temperatures estan entre 6000 i 4800 K. El nostre Sol entra en aquesta categoria.

tipus K

En principi no és fàcil esbrinar l'estructura interna d'una estrella, atès que la majoria d'elles són objectes molt llunyans.

Gràcies a l'estudi de el Sol, l'estrella més propera, sabem que la majoria de les estrelles es componen de capes gasoses amb simetria esfèrica, en el centre hi ha un nucli on es porta a terme la fusió. Aquest ocupa més o menys un 15% de l'volum total de l'estrella.

Envoltant el nucli hi ha una capa a manera de mantell o embolcall i finalment està l'atmosfera de l'estrella, la superfície es considera el seu límit exterior. La naturalesa d'aquestes capes es modifica amb el temps i l'evolució seguida per l'estrella.

En alguns casos, arribat a punt on l'hidrogen, el seu principal combustible nuclear es va esgotant, l'estrella s'infla i després expel·leix les seves capes més externes a l'espai, formant el que es coneix com una nebulosa planetària, en el centre roman el nucli nu, que d'ara endavant es coneix com una nana blanca.

És precisament en l'embolcall de l'estrella, on es porta a terme el transport d'energia des del nucli fins a les capes exteriors.

Figura 5. Les capes de el Sol, l'estrella més estudiada de totes. Font: Wikimedia Commons.

Tipus d'estrelles

A la secció dedicada als tipus espectrals s'han esmentat molt generalment, els tipus d'estrelles que es coneixen actualment. Això pel que fa a les característiques descobertes a través d'l'anàlisi de la seva llum.

Però al llarg de la seva evolució, la majoria de les estrelles es desplaça sobre la seqüència principal i també surt d'ella, situant-se en altres branques. Solament les estrelles nanes vermelles romanen en la seqüència principal tota la vida.

Hi ha altres tipus d'estrelles que s'esmenten sovint, els quals descrivim breument:

Estrelles nanes

És un terme usat per a descriure molt diferents tipus d'estrelles, que d'altra banda tenen en comú la seva petita grandària. Algunes estrelles es formen amb molt baixa massa, però d'altres que van néixer amb massa molt més gran, en canvi esdevenen nanes durant la seva vida.

De fet les estrelles nanes són la classe d'estrella més abundant en l'univers, així que val la pena aturar-se una mica en les seves característiques:

nanes marrons

Són protoestrelles la massa no va ser suficient com per iniciar el reactor nuclear que impulsa a un estel a la seqüència principal. Es pot considerar que estan a meitat de camí entre un planeta gasós gegant com Júpiter i una estrella nana vermella.

Com no tenen una font d'energia estable, el seu destí és refredar lentament. Un exemple d'nana marró és Luhman 16 en la constel·lació de Vela. Però això no impedeix que els planetes les orbiten, ja que fins al moment s'han descobert diversos.

nanes vermelles

Figura 6. Mida comparatiu entre el Sol, la nana vermella Gliese 229A, les nanes marrons Teide 1 i Gliese 229 B i el planeta Júpiter. Font: NASA a través de Wikimedia Commons.

La seva massa és petita, menor que la de el Sol, però la seva vida transcorre en la seqüència principal doncs gasten acuradament el seu combustible. Per això també són més fredes, però són el tipus d'estrella que més abunda i també les més longeves de totes.

nanes blanques

És el romanent d'una estrella que va abandonar la seqüència principal a l'esgotar-se el combustible del seu nucli, inflant fins a esdevenir gegant vermella. Després d'això l'estrella es despulla de les seves capes més externes, reduint la seva mida i deixant només el nucli, que és la nana blanca.

L'etapa de nana blanca és només una fase en l'evolució de totes les estrelles que no són ni nanes vermelles ni gegants blaves. Aquestes últimes, per ser tan massives, tendeixen a finalitzar la seva vida en explosions colossals trucades nova o supernova.

L'estrella IK Pegasi és un exemple de nana blanca, una destinació que possiblement l'esperi al nostre Sol dins de molts milions d'anys.

nanes blaus

Són estrelles hipotètiques, és a dir, la seva existència no s'ha comprovat encara. Però es creu que les nanes vermelles es transformen finalment en nanes blaves quan esgoten el seu combustible.

nanes negres

Són antigues nanes blanques que s'han refredat completament i ja no emeten llum.

Nanes grogues i taronges

De vegades se sol anomenar així a estrelles de massa comparable o menor a la de el Sol, però de major grandària i temperatura que les nanes vermelles.

Estrelles de neutrons

Aquesta és l'última etapa en la vida d'una estrella supergegant, quan ja va esgotar el seu combustible nuclear i pateix una explosió de supernova. A causa de l'explosió, el nucli de l'estrella romanent es compacta increïblement, fins al punt que els electrons i els protons es fusionen per esdevenir neutrons.

Una estrella de neutrons és tan, però tan densa, que pot contenir fins al doble de la massa solar en un esfera d'uns 10 km de diàmetre. Ja que el seu radi ha disminuït tant, la conservació de moment angular exigeix ​​una major velocitat de rotació.

A causa de la seva grandària, les hi detecta per les intenses radiacions que emeten en forma de feix que gira ràpidament al costat de l'estrella, conformant el que es coneix com un púlsar.

Exemples d'estrelles

Si bé les estrelles tenen característiques en comú, a l'igual que succeeix amb els éssers vius, la variabilitat és enorme. Com s'ha vist, hi ha estrelles gegants i supergegants, nanes, de neutrons, variables, de gran massa, d'enorme grandària, més properes i més distants:

-La estrella més brillant al cel nocturn és Sirià, en la constel·lació de l'Ca Major.

Figura 7. Sirià, en la constel·lació de el Ca Major, a uns 8 anys llum de distància, és l'estrella més brillant de el cel nocturn. Font: Pixabay.

-Propera Centauri és l'estrella més propera a el Sol.

-Ser l'estrella més brillant no vol dir ser la més lluminosa, perquè la distància compta molt. L'estrella més lluminosa que es coneix és també la més massiva: R136a1 pertanyent a la Gran Núvol de Magallanes.

-La massa de R136a1 és 265 vegades la massa de el Sol.

-No sempre l'estrella amb més massa té la major grandària. L'estrella més gran fins a la data és UI Scuti en la constel·lació de l'Escut. La seva ràdio és aproximadament 1708 vegades més gran que el radi de el Sol (el radi de el Sol és 6.96 x 10 8 metres).

-La estrella més ràpida fins ara havia estat US 708, que es mou a 1200 km / s, però recentment es va descobrir una altra que la supera: S5-HVS1 de la constel·lació de la Grua, amb una velocitat de 1700 km / s. Es creu que el responsable és el forat negre supermassiu Sagitari A, al centre de la Via Làctia.

referències

1. Carroll, B. An Introduction to Modern Astrophysics. 2nd. Edition. Pearson.
2. Costa, C. Un estel fugitiva expulsada de la foscor de el cor galàctic. Recuperat de: aaa.org.uy.
3. Díaz-Giménez, I. 2014. Apunts Bàsics sobre Astronomía.Publicado per la Universitat de Còrdova, Argentina.
4. Jaschek, C. 1983. Astrofísica.Publicado per l'OEA.
5. Martínez, D. L'evolució estel·lar. Vaeliada. Recuperat de: Google Books.
6. Oster, L. 1984. Astronomia Moderna. Editorial Reverté.
7. Societat Espanyola d'Astronomia. 2009. 100 Conceptes d'Astronomía.Edycom SL
8. UNAM. Astronomia d'Altes Energies. Estrelles de Neutrons. Recuperat de: astroscu.unam.mx.
9. Wikipedia. Classificació Estel·lar. Recuperat de: es.wikipedia.org.
10. Wikipedia. Estrella. Recuperat de: es.wikipedia.org.