Naixement i evolució d’una estrella

La massa de les estrelles no sempre és igual i determina de forma decisiva la seva evolució. Les estrelles naixen, evolucionen i moren, i segons quina sigui la seva mida ,algunes ho fan d’una manera espectacular.

Una estrella de massa més petita que el sol s’anomena “nana blaca”, es tracta d’una estrella petita i densa que ha esgotat el combustible i no pot continuar generant energia. Té una mida semblant a la Terra i s’anirà refredant i contraient mol lentament fins a apagar-se del tot. Si la massa de l’estrella és igual que el Sol la temperatura és prou gran com per

generar noves reaccions i llavors , quan l’hidrogen s’esgota l’estrella s’infla fins arribar a convertir-se en una “gegant vermella”, que després, es contrau i acaba els seus dies com una nana blanca.

Evolució de les estrelles:

Les estrelles evolucionen durant milions d'anys. Neixen quan s'acumula una gran quantitat de matèria en un lloc de l'espai. Es comprimeix i s'escalfa fins que comença una reacció nuclear, que consumeix la matèria, convertint-la en energia. Les estrelles petites la gasten lentament i duren més que les grans.

Les observacions demostren que moltes estrelles es poden classificar en una seqüència regular en què les més brillants són les més calentes i les més petites,les més fredes.

El diagrama de Hertzprung –Russel(HR) ens descriu el recorregut que segueix cada estrella, des de que neix fins que mor. Tot depèn exclusivament de la seva massa.

El cicle de vida d’una estrella:

El cicle de vida d’una estrella comença com una gran massa de gas relativament freda. La contracció del gas eleva la temperatura fins que l'interior de l'estrella arriba a 1.000.000 º C. En aquest punt tenen lloc reaccions nuclears, el resultat d’això és que els nuclis dels àtoms d'hidrogen es combinen amb els de “deuterio” per a formar nuclis d'heli. Aquesta reacció allibera grans quantitats d'energia, i s'atura la contracció de l'estrella.

Quan finalitza l’alliberament d’energia,la contracció comença de nou i la temperatura de l’estrella torna a augmentar. En un moment donat comença una reacció entre l'hidrogen, el liti i altres metalls lleugers que es troben en el cos de l'estrella. De nou s'allibera energia i la contracció s'atura.

Quan el liti altres materials lleugers es consumeixen, la contracció reprèn i l’estrella entra en l’etapa final del desenvolupament en la qual el hidrogen es transforma en heli a temperatures molt altres gràcies a l’acció catalítica del carboni i el nitrogen. Aquesta reacció termonuclear és característica de la seqüència principal d'estrelles i continua fins que es consumeixtot l'hidrogen que hi ha. L’estrella es converteix en una gegant vermella i arriba a la seva major grandària quan tot el seu hidrogen central s’ha convertit en heli. Si segueix brillant, la temperatura del nucli ha de pujar prou com per produir la fusió dels nuclis d'heli. Durant aquest procés és probable que l'estrella es faci molt més petita i més densa.

Quan ha gastat totes les possibles fonts d’energia nuclear, es contreu de nou i es converteix en una nana blanca. Aquesta etapa final es poden produir explosions anomenades amb el nom de “noves”. Quan una estrella s'allibera de la seva coberta exterior explotant com nova o supernova, retorna al medi interestelar elements més pesants que l'hidrogen que ha sintetitzat al seu interior.

Les generacions futures d'estrelles formades a partir d'aquest material, començaran la seva vida amb un conjunt més ric d'elements pesants que les generacions d’abans. Les estrelles que es treuen de sobre les seves capes exteriors d'una forma no explosiva es converteixen en nebuloses planetàries, que són estrelles velles envoltades per esferes de gas que irradien en una gamma múltiple de longituds d'ona.

Un cop formades com estrella passen a forats negres:

Les estrelles amb una massa molt més gran que la del Sol pateixen una evolució més ràpida, d'uns pocs milions d'anys des del seu naixement fins l'explosió d'una supernova. Les restes de l'estrella poden ser una estrella de neutrons. Però, hi ha un límit per la mida de les estrelles de neutrons, més enllà del qual aquests cossos es veuen obligats a contraure fins que es converteixen en un forat negre, del qual no pot escapar cap radiació.

Estrelles típiques com el Sol poden persistir durant molts milers de milions d'anys. El destí final de les nanes de massa baixa és desconegut, excepte que cessen d'irradiar de manera apreciable. El més probable és que es converteixin en cendres o nanes negres.

El diagrama de Hertzprung-Russel (HR) ens descriu el recorregut que segueix

cada estrella, des que neix fins que mor. Tot depèn exclusivament de la seva massa.

Si mirem el diagrama HR, sembla que la majoria de les estrelles tinguin alguna característica en comú. I és cert. Totes elles són cossos celestes formats per hidrogen i altres gasos, amb altíssims valors de temperatura, densitat i pressió al seu interior. Ja que la posició d'una estrella en el gràfic només depèn de la seva massa (com més gran sigui, més lluminosa serà: es comparen magnituds absolutes), el diagrama HR es transforma en un instrument per establir l'edat d'una estrella i descriure la seva evolució, un cop coneguda la massa de partida.

A continuació mostrem un video on s’explica detalladament l’evolució de les estrelles:

http://www.youtube.com/watch?v=H1kuuCqfLP0&feature=player_embedded#!

Aquest document l’ha fet la Yvonne Garcia i la Tamar Fernández.