Apod
|
La fotografia astronòmica del dia en català |
 |
| Cada dia una imatge de l'Univers |
Fes-te soci
 |
| La teva finestra a l'espai |
| Regala't tot això i més |
| Més informació |
Una estrella és una meravella de la natura. Es tracta d’una gran esfera de gas tan calent que emet llum per sí mateixa. Normalment qualsevol gas –el que hi ha a l’habitació, per exemple- no emet llum, però si s’arribés a escalfar moltíssim -fins a uns quants milers de graus!-, començaria a brillar. És el mateix que passa quan s’escalfa un tros de ferro fins que es torna incandescent i brillant. Per tant una estrella brilla perquè està a molt alta temperatura. El seu gas tan calent s’anomena plasma.
Una estrella està molt calenta perquè el gas que la forma s’ha comprimit, i en comprimir-se s’ha escalfat. La força de gravetat és la causa última d’aquesta compressió ja que fa que totes les partícules del gas s’atreguin mútuament. És una força sempre atractiva.
Ara bé, si una estrella hagués de brillar degut només a la compressió i escalfament del seu gas, ho podria fer només durant uns quants milions d’anys, però no durant milers de milions d’anys com és el cas del nostre Sol i de moltes altres estrelles. Hi ha una última raó que és la causant d’aquesta enorme emissió d’energia: just al seu centre, el gas està tan comprimit que la temperatura és altíssima, arriba a assolir els deu milions de graus. A aquesta enorme temperatura comencen a tenir lloc reaccions nuclears de fusió que produeixen energia en forma de llum, que manté l’estrella molt calenta durant tota la seva vida.Mentre hi ha aquesta font d’energia al centre de l’estrella, aquesta es troba en un equilibri quasi perfecte, anomenat equilibri hidrostàtic. La força atractiva de la gravetat queda compensada perquè el gas calent de l’estrella exerceix una pressió cap enfora; que es pot imaginar degut als xocs entre les partícules, en continu moviment, a causa de la seva temperatura. També les partícules de llum, els fotons, en sortir de l’estrella fan una pressió cap a l’exterior, anomenada pressió de radiació. D’aquesta manera l’estrella es troba en equilibri degut a aquests dos factors que s’igualen: la força de gravetat que tendeix a contraure l’estrella i les pressions, tant del gas com de la radiació, que tendeixen a expandir l’estrella.
Així doncs, pot definir-se una estrella com una esfera de plasma, en equilibri hidrostàtic, el suficientment massiva com per produir la seva pròpia energia a partir de reaccions nuclears.
Estructura de les estrelles
Una estrella típica es divideix en tres parts: nucli, mantell i atmosfera.
El nucli és la part central de l’estrella; és la seva zona més densa i calenta, i és on es produeixen les reaccions nuclears que generen energia en forma de llum.
El mantell és la part de l’estrella on es transporta aquesta energia cap a la seva superfície. El transport d’energia pot fer-se de dues maneres ben diferents: per radiació o per convecció; i normalment el mantell d’una estrella té una part que és radiativa i una altra part que és convectiva. A mesura que ens allunyem del nucli, la temperatura va disminuint, i passa d’uns quants milions de graus al seu centre a “només” uns quants milers de graus a la seva superfície.
Finalment, l’atmosfera és la part més superficial d’una estrella. Es divideix en tres capes: fotosfera, cromosfera i corona. La fotosfera és la part visible d’una estrella, d’on prové la llum que veiem; mentre que la cromosfera i la corona no es veuen gairebé mai.
El color de les estrelles
El color d’una estrella indica la seva temperatura superficial, la temperatura de la seva fotosfera. Hi ha una gran varietat de temperatures diferents ja que hi ha estrelles que “només” estan a uns 2.200 K mentre que d’altres estan a uns 50.000 K (aquesta escala de temperatures s’anomena escala absoluta o escala kelvin de temperatures (K), és igual que l’escala de graus Celsius (C) però cal restar 273 graus, ja que 0 K = -273 C).
Així doncs, la temperatura superficial d’una estrella està relacionada amb el seu color; i contràriament al que podria semblar, com més vermella és una estrella més freda està, i al revés, com més blava és una estrella, més calenta està.
Aquesta és la relació Color-Temperatura superficial de les estrelles:
|
La massa de les estrelles
La massa d’una estrella és la quantitat de matèria que la forma, i depèn de la quantitat de gas que s’ha acumulat durant el seu naixement. Com veurem, les estrelles neixen a partir del gas i la pols d’enormes núvols que hi ha a les galàxies, les nebuloses. Aquest gas i pols es condensa i forma diferents grumolls de matèria. De cada grumoll acaba naixent una estrella, i és l’atzar que determina quanta matèria tindrà cadascuna d’elles.
La massa és el paràmetre més important d’una estrella ja que determina la seva mida, la seva temperatura superficial i el seu color; també determina tota la seva vida: el temps que viurà, l’evolució que tindrà i quin serà el seu final: si es convertirà en nana blanca, en estrella de neutrons o en forat negre, quan es mori. Per tant, una estrella neix amb una quantitat de matèria donada i això li determina la resta de la seva vida. Però hi ha límits a la massa de les estrelles.
|
Taula on es veu la relació entre la massa d’una estrella i el seu temps de vida
Es pot veure que com més massiva és una estrella, menys temps viurà. Com que l’edat de l’Univers és de 13.700 milions d’anys, les estrelles menys massives encara no han mort.
Per parlar de la massa de les estrelles es pren com a referència la massa del Sol, que s’escriu MΘ. Hi ha un límit inferior per a la massa de les estrelles. Si neix un astre amb una massa inferior a 0’08 MΘ (que és el mateix que 80 masses de Júpiter) no acabarà sent una estrella, perquè amb tan poca massa el seu nucli no arribarà a tenir reaccions nuclears estables. Aquests astres que es formen igual que les estrelles però que no tenen reaccions nuclears estables s’anomenen nanes marrons. Es tracta d’uns astres amb una massa intermèdia, entre estrelles i planetes.
També hi ha un límit superior per a la massa de les estrelles. Aquest límit és molt incert, i de fet fins fa molt poc es parlava d’unes 100 MΘ, però en els darrers anys s’han descobert estrelles amb masses superiors a aquest límit. Així, avui en dia es coneixen estrelles d’unes 200 MΘ i inclús més massives, i no està gens clar quin valor pot arribar a tenir aquest límit superior. Potser és de 250 MΘ o de 300 MΘ .
La mida de les estrelles
Per poder comparar la mida de les estrelles amb alguna mida coneguda, es pren el Sol com a referència. El Sol té un radi de 695.508 km, que és aproximadament unes cent vegades major que el radi de la Terra (en volum, el Sol és un milió de vegades major que el nostre planeta). El radi del Sol es representa amb el símbol RΘ.
Les estrelles que es troben en la seva etapa estable no difereixen massa de la mida del Sol. Així, les més petites són unes 10 vegades més petites que el Sol (R= 0’10 RΘ), mentre que les més grans són unes 10 vegades majors que el Sol (R= 10 RΘ).
Ara bé, com s’ha dit, quan una estrella evoluciona es converteix en una estrella molt més gran, anomenada gegant vermella o supergegant vermella. Les estrelles gegants vermelles i supergegants vermelles tenen una mida moltíssim més gran que les estrelles estables. Poden arribar a ser milers de vegades més grans que les estrelles estables. Per exemple, una de les supergegants vermelles més grans que es coneixen és VY CMa i el seu radi és aproximadament de 2000 RΘ. Això vol dir que si es col·loqués en el lloc del Sol, ocuparia tot l’espai que hi ha fins l’òrbita de Saturn !
Altres exemples d’estrelles gegants ben conegudes són: Betelgeuse, de la que ja hem parlat, amb una mida d’uns 1.000 RΘ; Antares, de la constel·lació d’Scorpius, amb una mida de 700 RΘ; Aldebaran, que es troba a Taurus, amb una mida de 40 RΘ, etc.
Si es col·loqués Betelgeuse en el lloc del Sol, aquesta estrella ocuparia tot l’espai fins l’òrbita de Júpiter !
I tal com s’ha comentat, en la fase final de la seva vida les estrelles es converteixen en objectes molt petits i densos: nanes blanques, estrelles de neutrons o forats negres. Les nanes blanques tenen típicament la mida del planeta Terra, és a dir, d’1 centèsima del diàmetre solar. De nanes blanques n’hi ha moltes, una de les primeres que es va descobrir va ser la companya de Sírius, que es va anomenar Sírius B. Les estrelles de neutrons encara són molt més petites ja que tenen típicament un radi de 10 km ! I els forats negres encara són mes petits.
La vida de les estrelles
Les estrelles, com tot a la vida, neixen, viuen i moren. En aquest apartat veurem quina és tota aquesta evolució estel·lar.
El naixement de les estrelles
Les estrelles neixen a l’interior de les nebuloses; enormes boires de gas i de pols. Regions locals dels gas i la pols sofreixen condensacions que provoquen un augment de la densitat. Si aquestes condensacions no es dispersen, la regió entra en un procés de contracció. Arriba un moment en que la boira en contracció es trenca en nombrosos fragments, cadascun dels quals donarà origen a una estrella diferent. Per fer-ho, aquests petits fragments continuen el procés de contracció, tot augmentant la temperatura i la pressió a les zones centrals; encara no són estrelles i s’anomenen protoestrelles.
Una protoestrella ja comença a brillar amb llum pròpia perquè està molt calenta degut a la pròpia contracció del gas.
Quan la temperatura central de la boira en contracció arriba als deu milions de graus comencen a produir-se una sèrie de reaccions termonuclears en cadena. En aquestes reaccions els nuclis d’hidrogen xoquen a gran velocitat i es fusionen originant nuclis d’heli. Aquest procés genera una gran quantitat d’energia (molt superior a la generada per la contracció mateixa) que és capaç d’aturar la contracció que la protoestrella estava patint sota el seu propi pes. En aquest moment neix l’estrella pròpiament dita. Deixa de contraure’s i es torna estable.Així continuarà, amb molt poques variacions al llarg de gairebé la totalitat de la seva vida.
Nebulosa M16
L’evolució de les estrelles
Ja hem vist com neix una estrella dins d’una nebulosa. Durant la formació de l’estrella hi ha dos paràmetres molt importants que determinaran la seva evolució futura; en especial els anys que viurà. Són la seva composició química i, molt més important, la seva massa inicial. Com més massa tingui una estrella, més ràpidament exhaurirà el seu combustible i viurà menys temps; i a l’inrevés, com més petita sigui la seva massa inicial, més llarga serà la seva vida.
L’estrella es manté tranquil·la la major part de la seva vida, cremant (termonuclearment) hidrogen i convertint-lo en heli. Però quan l’hidrogen de la part central de l’estrella s’exhaureix, les reaccions termonuclears disminueixen i el nucli de l’estrella deixa d’emetre energia cap a fora del nucli. Això provoca la seva contracció. En contraure’s es calenta fins que el gas de la capa de l’estrella més propera al nucli arriba, al seu torn, als deu milions de graus, amb la qual cosa s’encén termonuclearment, com abans ho havia fet el nucli. En aquest moment es dóna un fenomen important: la zona central de l’estrella continua la seva contracció, mentre les capes més externes el que fan és expandir-se. L’estrella es converteix en una gegant vermella.
A partir d’aquest moment, el seu futur depèn molt de la seva massa inicial. Bàsicament, s’observen dos comportaments: el de les estrelles de menys de 10 masses solars inicials, i el de les estrelles de més de 10 masses solars inicials. Dins de cada grup es poden fer també distincions. En el primer grup entre estrelles fins a 4 masses solars i estrelles entre 4 i 10 masses solars; en el segon grup entre estrelles de menys de 30 masses solars i estrelles superiors a aquesta massa. Cal tenir en compte, però, que aquests límits són força imprecisos. S’han obtingut a través del càlcul, ja que es tenen molt poques evidències directes a través de l’observació de tots aquests fenòmens.
L’evolució de les estrelles de poca massa
En el cas de les estrelles de poca massa (fins a 4 masses solars), el nucli de l’estrella continua comprimint-se fins a arribar a la temperatura en la qual l’heli reacciona termonuclearment amb ell mateix per a formar carboni i oxigen. Això arriba a una temperatura d’uns 100 milions de graus. En aquest moment s’atura la contracció del nucli ja que el seu propi pes queda equilibrat per l’aportació d’energia de les reaccions termonuclears que experimenta. Aquesta etapa (gegant vermella amb combustió de l’heli) té una durada molt més curta que la de la seqüència principal ja que l’heli s’exhaureix molt de pressa.
Aleshores, el nucli de l’estrella es torna a comprimir fins que apareix una nova força que apareix a la compressió; aquesta força és una pressió d’origen quàntic: la degeneració dels electrons. Dit en poques paraules, això vol dir que els electrons estan tant propers els uns als altres que ja no es poden acostar més, amb la qual cosa el nucli estel·lar atura el seu col·lapse. El que en resulta és un nucli de carboni, oxigen i una mica d’hidrogen i heli que es coneix amb el nom de nana blanca. A partir d’ara, la nana blanca acabarà la seva vida refredant-se lentament, fins a esdevenir una nana negra, freda i apagada, sense possibilitat de recuperació. Mentrestant, tot el gas que l’envoltava es va dispersant per l’espai en un fenomen que, de fet, constitueix una “explosió suau”, anomenada nebulosa planetària.
Nebulosa planetària
Evolució de les estrelles de mitjana massa
A les estrelles amb masses inicials entre 4 i 10 vegades la massa del Sol és on hi ha més incerteses en els models. És evident que experimenten les mateixes fases que les estrelles de masses més petites, és a dir, s’encén l’heli al nucli, que crema convertint-se en carboni i oxigen fins que s’exhaureix. Aleshores el nucli de l’estrella es torna a contraure, s’escalfa encara més, fins arribar a la temperatura d’ignició del carboni (uns 470 milions de graus). Aleshores, el carboni reacciona amb ell mateix donant lloc a elements químics més pesants com el neó, el magnesi i el sodi. Molt possiblement aquestes estrelles no poden anar més enllà d’aquest punt.
Evolució de les estrelles de gran massa
Per a estrelles de masses superiors a les 10 masses solars el procés pot continuar. En aquest moment l’estrella crema simultàniament en diverses capes. De fora cap endins, després d’un embolcall inert molt extens: una capa on l’hidrogen es converteix en heli, una altra d’heli convertint-se en carboni i oxigen, i al centre amb el carboni convertint-se en neó, magnesi i sodi. La continuació del procés té sempre el mateix patró: quan s’acaba el combustible de la capa més interna hi ha una contracció d’aquesta capa, un escalfament i una nova ignició quan les cendres de la combustió anterior passes a convertir-se en combustible per a una nova combustió. D’aquesta manera es van generant elements cada vegada més pesants. En etapes successives s’aniran formant noves capes on apareixeran sofre, fòsfor, silici, argó, calci, titani i, finalment, ferro i níquel, que són els dos elements més estables des del punt de vist nuclear.
A partir del ferro i el níquel, les reaccions termonuclears no subministren energia sinó que en necessiten per tal de produir-se. A més, en aquest moment, la temperatura és extraordinàriament alta, uns 5.000 milions de graus, i a aquesta temperatura els fotons gamma generats són tant energètics que poden arrencar protons i neutrons dels nuclis de ferro. Tot plegat provoca una situació catastròfica: cada nucli de ferro es descompon en tretze nuclis d’heli i quatre neutrons. Aquesta reacció és altament endotèrmica; la pressió cau en picat i el nucli col·lapsa sobre ell mateix. Simultàniament, els nuclis atòmics comencen a capturar electrons (com un mecanisme per vèncer la pressió degenerada dels electrons) i els protons es converteix en neutrons. Aquest procés s’anomena neutronització.
En aquest moment, les capes que envolten el nucli col·lapsat es veuen obligades a caure cap al centre a gran velocitat, empeses per la força de gravitació del nucli (el seu propi pes), seguides per les capes més externes que cauen més lentament. Quan la densitat central arriba a ser de l’ordre de la densitat de la matèria nuclear, la matèria que arriba rebota en xocar-hi i és expulsada cap enfora de l’estrella. Aleshores es produeix una ona de xoc que acaba estripant totalment la resta de l’estrella en poques hores (o uns dies com a màxim).
Explosió de supernova (M1)
Es produeix, per tant, una explosió que rep el nom de supernova. Al centre queda un residu format per les restes de l’antic nucli de ferro de l’estrella, que ha acabat esdevenint una bola composta, bàsicament, de neutrons; és el que s’anomena una estrella de neutrons. La pressió degenerada que exerceixen els neutrons és capaç d’aturar el col·lapse d’aquest nucli.
Finalment, si la massa inicial de l’estrella supera les 30 masses solars, el nucli que arriba a aquestes darreres fases té una massa superior a les 3 masses solars. Amb aquesta massa ni tan solament la pressió dels neutrons és capaç d’aturar el col·lapse final del nucli, que es desploma sobre ell mateix tot formant el que es coneix com a forat negre.
Estrelles de neutrons
Una estrella de neutrons és un astre amb un radi de l’ordre de 10 km, però amb una densitat extraordinàriament elevada; és a dir, té una gran massa per a un espai tant petit.
L’estructura interna d’una estrella de neutrons presenta diverses capes, amb característiques i composicions diferents. L’escorça superficial té un pocs centenars de metres de gruix i està constituïda per ferro (el que hi havia al voltant de l’antic nucli estel·lar ique no va sofrir el procés de neutronització) i altres elements sòlids; és una superfície sòlida. Immediatament a sota hi ha un primer mantell de protons, neutrons i electrons lliures, tots en equilibri químic. El segueix un segon mantell, més gruixut (uns 9 km) compost per neutrons i protons. Pel que fa al nucli de l’estrella de neutrons, la seva composició és un misteri. Allà, la pressió és tant elevada qui hi podria haver matèria exòtica (neutrons en estat sòlid i, fins i tot, quarks lliures).
L’origen de les estrelles de neutrons fa que posseeixin unes característiques físiques molt peculiars: a part de l’altíssima densitat, tenen una rotació molt elevada (poden arribar a girar 1000 vegades per segon !), i un camp magnètic molt, molt intens.
La combinació de la ràpida velocitat de rotació i de l’intens camp magnètic provoca que les partícules amb càrrega elèctrica (protons i electrons) que hi ha a prop de la superfície s’accelerin seguint el camp magnètic i es moguin cap als pols magnètics, tot emetent radiació (anomenada de sincrotró. Això fa que sigui als pols on es concentra la radiació que, a més, és altament direccional en la direcció de l’eix magnètic; això fa que es creïn dos feixos de radiació molt tancats en direccions oposades. Com que l’eix de rotació no coincideix amb l’eix magnètic, el seu camp magnètic efectura un moviment de precessió al voltant de l’eix de rotació. A causa d’aquest moviment de precessió, si un dels feixos apunta en un moment determinat cap a la Terra, és a dir, si passa per la nostra visual, veurem un pic de radiació, cosa que es repetirà cada un cert espai de temps molt curt i regular en el temps seguint la rotació de l’estrella de neutrons; son uns “polsos” que es poden donar en ràdio, visible o raigs X o gamma. És aleshores quan a aquestes estrelles se les coneix com a “púlsars” (en anglès seria l’acrònim de “pulsating star”. Aquest model es coneix com a “model de far”, per la seva semblança a un far marí.
Esquema d'un púlsar
Es diu que els púlsars són els rellotges més precisos que es coneixen, ja que el seu període es pot mesurar amb més de quinze xifres exactes.
Els forats negres
Un dels processos que pot originar la creació d’un forat negre és l’explosió com a supernova d’una estrella de massa inicial superior a 30 masses solars aquesta xifra té un marge d’error molt considerable). En aquest procés s’expulsa cap a l’espai un 80% de la massa de l’estrella, mentre el nucli es contrau fins a formar un forat negre.
Esquema d'un forat negre
Un cop creat el forat negre tenim una teoria físico-matemàtica molt potent que ens permet construir un model teòric, tant de l’exterior com de les proximitats, i fins i tot, ens permet conèixer detalls extraordinaris del seu interior.
La matèria dels voltants va caient cap al forat negre a causa de la seva enorme gravetat i, en la seva caiguda, forma un disc d’acreció. Tot girant al voltant de l’eix de rotació la part de la matèria i l’energia escapen abans d’arribar al forat negre formant dos feixos que es poden observar i que donen lloc a quàsars, blàzars o fonts de radio extenses, segon quina sigui la seva orientació respecte de nosaltres. Més a prop del centre hi ha una zona molt peculiar anomenada “esfera de llum”. Entre aquesta zona i el forat negre es donen fenòmens molt curiosos com ara la inversió de l’espai, la inversió de la transferència de moment angular i de la “força” centrífuga. Tot això s’esdevé fora del forat negre.