Evolució estel·lar

“We are made of star stuff”

(“Estem fets de matèria d’estrelles”) [Carl Sagan 1934-1996].

Autor: LÓPEZ GÓMEZ, Josep Maria

Tutor / a del treball: Montse Bolós

Curs: 2º Batxillerat

Centre: Institut Montserrat

Data presentació: 06 de Novembre de 2013

Evolució Estel·lar

________________________________________________________ 2

ÍNDEX

0. Introducció.....................................................................................................03

1. Objectiu.........................................................................................................04

2. ¿Què és una estrella?...................................................................................05

3. La vida d´una estrella....................................................................................05

3.1. Naixement d’una estrella.................................................................05

3.2. Nucleosíntesi estel·lar.....................................................................06

3.3. Mort d'una estrella...........................................................................11

4. Tipus d'estrelles............................................................................................12

5. Diagrama Hertzsprung – Rusell....................................................................17

5.1. Classificació estel·lar en el diagrama HR........................................18

5.2.Parts del diagrama............................................................................22

6. Conclusió.......................................................................................................24

7. Bibliografia (fonts d'informació)......................................................................25


________________________________________________________ 3

Introducció

Des de el primer moment en que vaig començar el treball de recerca, sabia que

voldria escollir un tema relacionat amb les ciències. Més concretament amb la

física, ja que m’agradaria poder dedicar-me a alguna branca de la física.

M’interessen moltes disciplines de la física i fer aquest treball de recerca m’ ha

ajudat a saber a on orientar-me. Finalment vaig escollir la evolució estel·lar ja

que m’interessava l’astrofísica i era una manera d'aprofundir en el tema i saber

si realment m’interessa aquesta branca.

Ha estat un treball molt teòric ja que resultava molt difícil poder fer una part

pràctica que estigués relacionada amb la astrofísica i la astronomia. Des d'un

principi, vam aconseguir l'assessorament del Dr. Massana, catedràtic del

departament d'astronomia i meteorologia, que ens va ajudar a trobar el tema.

Per realitzar el treball, he hagut de buscar informació en llocs especialitzats. He

fet servir inicialment llibres de biblioteques públiques, sobretot llibres

divulgatius. Més endavant vaig fer servir llibres de la biblioteca de la Universitat

de Barcelona especialitzats i llibres que em va recomanar el Dr. Massana.

També he fet servir informació d’internet, sobretot alhora de buscar imatges.

He gaudit molt treballant aquest treball de recerca. M’ha ajudat a orientar-me

més cap el meu futur, alhora de saber cap on vull continuar els meus estudis.


________________________________________________________ 4

Objectius

El principal objectiu d'aquest treball de Recerca, és estudiar l'evolució estel·lar. Les preguntes que ens hem plantejat per fer el treball són:

– Com evolucionen els estels? Què condiciona la evolució estel·lar?

– Com sabem en quina etapa de la seva vida es troba un estel?


________________________________________________________ 5

2. Què és una estrella?

Un estel, estrella o estrela, és un astre massiu format per plasma en un equilibri

hidrostàtic que genera energia mitjançant un procés de fusió nuclear. L'equilibri

es produeix essencialment entre la força de gravetat, que atrau la matèria al

centre de l'estrella, i la pressió que impulsa el plasma cap a l'exterior, ja que

tendeix a expandir-se al igual que fa un gas. La pressió que exerceix cap a

fora, depèn de la seva temperatura. Mentre el ritme de la fusió nuclear es

manté, es manté el ritme de producció energètica, i la temperatura de l'estel.

Ara bé, qualsevol canvi en el ritme de la fusió nuclear genera canvis físics i

químics en l'estel.

3. La vida d´ una estrella

3.1. Naixement d’una estrella

Les estrelles es formen a les regions més denses del núvols moleculars com a

conseqüència de les inestabilitats gravitatòries causades principalment per

supernoves o col·lisions galàctiques, que fan contraure aquests núvols

Normalment les estrelles neixen en grups.

Aquests núvols moleculars són unes regions extenses en el interior d’una

galàxia les quals la densitat de la matèria és suficientment alta i la temperatura

suficientment baixa com perquè existeixi hidrogen molecular (H2). Els núvols

moleculars estan formats bàsicament per un 90% d'hidrogen i un 10% d'heli.

Aquestes nebuloses són les estructures galàctiques més grans conegudes fins

ara, amb masses de fins a 1 milió de sols.

El procés de la creació de la estrella comença quan aquestes molècules

d’hidrogen s’atrauen a conseqüència de la força de la gravetat, fent que la

densitat augmenti. Al encongir-se, es perd part de la energia potencial

gravitatòria, que convertida en calor manté les nebuloses fredes, a causa de la

pressió que exerceixen els gasos. Al augmentar la densitat, es fa més difícil la

sortida de la calor, fent que es concentri en el centre. Aquest es el motiu pel

qual el procés de creació d'una estrella és mes ràpid al centre que a la perifèria.

No es triga gaire en crear-se un nucli molt calent anomenat protoestel que està

constantment en contracció. Si el núvol es suficientment gran, es col·lapsa

http://ca.wikipedia.org/wiki/Astre

http://ca.wikipedia.org/wiki/Plasma_(Estat_de_la_matèria)

http://ca.wikipedia.org/wiki/Energia


________________________________________________________ 6

quan comencen les reaccions de fusió nuclear, que

eleven la pressió i temperatura del protoestel. A

partir d'aquest moment,quan s'inicien les reaccions

de fusió, comença a ser una estrella. Un cop la

pressió d’aquests gasos contraresta la gravetat, es

deté el col·lapse i queda estabilitzada la

nucleosíntesi. Es diu que la estrella ha entrat en la

seva seqüència principal. Aquesta fase ocupa el

90% de la seva vida. Quan la pressió i la gravetat s’igualen, es diu que

l'estrella es troba en equilibri.

Imatges del telescopi Hubble: naixement de dues estrelles que estan gravitacionalment unides.

3.2.Nucleosíntesi estel·lar

Una reacció nuclear és el procés per el qual es combinen (fusió) o es

fragmenten (fissió) el nuclis dels àtoms amb la alliberació o absorció d’energia,

podent formar així nous elements. En les estrelles, el procés més comú és el

de fusió nuclear, on dos nuclis molt lleugers xoquen entre ells per formar un

nucli més gran, emetent una gran quantitat d’energia en forma de calor.


________________________________________________________ 7

Per efectuar les reaccions de fusió nuclear, s'han de complir els següents

requisits:

- Temperatura molt elevada per separar els electrons del nucli i que aquest

s'aproximi a un altre vencent les forces de repulsió electrostàtiques. La massa

gasosa composta per electrons lliures i àtoms altament ionitzats s'anomena

plasma.

- Confinament necessari per mantenir el plasma a elevada temperatura durant

un temps mínim.

- Densitat del plasma suficient perquè els nuclis estiguin a prop els uns dels

altres i puguin lloc a reaccions de fusió.

La nucleosíntesi estel·lar és el conjunt de reaccions nuclears que tenen lloc

en les estrelles de la seqüència principal per fabricar elements més pesats que

l'heli.

Aquests processos van començar a entendre's a principis del segle XX, quan

va quedar clar que solament les reaccions nuclears podien explicar la gran

longevitat de la font de calor i llum del Sol.

Aproximadament el 90% de l'energia produïda per les estrelles vindrà de les

reaccions de fusió de l' hidrogen per a convertir-lo en heli. Més del 6% de

l'energia generada vindrà de la fusió de l'heli en carboni, mentre que la resta de

fases de combustió, tot just, si contribuiran, de forma apreciable, a l'energia

emesa per l'estrella al llarg de tota la seva vida. Es creu que tots els elements

més pesats que l'hidrogen provenen de les estrelles.

La nucleosíntesi consisteix en col·lisions de nuclis d’àtoms a grans velocitats,

normalment àtoms d'hidrogen. Per aconseguir aquestes velocitats, es necessita

una temperatura molt alta. La temperatura mínima requerida per la fusió del

hidrogen es de 5 milions de graus. Els elements més pesats, necessiten encara

més temperatura, un exemple és el carboni que necessita una temperatura de

uns 1000 milions de graus.

El nostre Sol està en l'etapa en la qual dos àtoms d'hidrogen es fusionen i

formen heli. Aquest és el procés que es produeix durant la major part de la vida

d'una estrella. Després que l'hidrogen del nucli s'acabi, l'estrella pot seguir


________________________________________________________ 8

cremant heli per formar elements progressivament més pesats, fins que arribi al

ferro i al níquel. Fins aquest moment el procés allibera energia.

La formació d'elements més pesats requereix una aportació extra d'energia. Es

creu que la formació d'elements més pesats es deu a l'energia que desprenen

les supernoves.

Les reaccions més importants que es produeixen en la nucleosíntesi estel·lar

són:

Combustió de l'hidrogen:

- La cadena protó-protó: on a partir de dos protons d'hidrogen s’acaba formant

un àtom d'heli. Aquesta reacció és més típica d'estrelles més petites que el Sol.

Explicació gràfica de la cadena protó-protó

- El cicle CNO (Carboni-Nitrogen-Oxigen): aquí el carboni, prèviament format a

partir de la unió de tres àtoms d'heli, té un paper primordial en el pas de

l'hidrogen a l'heli. En aquest procés es van formant altres elements com

nitrogen o oxigen. Aquest procés es produeix més en estrelles més massives.


________________________________________________________ 9

Explicació gràfica del cicle CNO

Combustió de l'heli:

- El procés triple alfa: En aquest procés es transformen tres nuclis d'heli en un

nucli de carboni.

Explicació gràfica del procés triple alfa

Combustió d'altres elements:

- Combustió del carboni: En aquest procés, nuclis de carboni reaccionen per

formar elements més pesats com el neó, el sodi o magnesi.

C + C → Ne + He + 4,167 MeV


________________________________________________________ 10

C + C → Na + H + 2,241 MeV

C + C + 2,599 → Mg + n

- Combustió del neó: La combustió del neó té lloc després que el procés

de combustió del carboni hagi consumit tot el carboni del nucli i hagi construït

un nou nucli d'oxigen/neó/magnesi.

Ne + γ → O + He

Ne + He→ Mg + γ

- Combustió de l'oxigen: La combustió de l'oxigen pot produir varies reaccions:

O + O → Si + He + 9,594MeV

→ P + H + 7,678MeV

→ S + n + 1,500MeV

→ Si + 2H + 0,381MeV

→ P + D (deuteri: isòtop d'hidrogen) + 2,409MeV

Exemple gràfic d’una gegant vermella i la seva estructura interna després de finalitzar la

nucleosíntesi estel·lar

http://ca.wikipedia.org/wiki/Combustió_del_carboni

http://ca.wikipedia.org/wiki/Raig_gamma

http://ca.wikipedia.org/wiki/Oxigen

http://ca.wikipedia.org/wiki/Heli

http://ca.wikipedia.org/wiki/Heli

http://ca.wikipedia.org/wiki/Raig_gamma


________________________________________________________ 11

3.3. Mort d'una estrella

Quan l'hidrogen d'una estrella s'esgota després d'haver estat fusionat en el

procés de fusió nuclear, es diu que la seqüència principal d'aquella estrella ha

finalitzat. En aquest punt, el nucli de l'estrella està format majoritàriament d'heli,

i les seves reaccions nuclears s'aturen. Segons la massa inicial de l'estrella, la

seva evolució i el seu final (la seva mort) seran diferents.

Estrelles de massa entre 0.08 M⊙ i 0.26 M⊙

Un cop el nucli de l'estel s'ha fusionat completament en heli, aquest tipus

d'estrelles es contrauen i es converteixen nanes blanques, son estels de poc

volum, que brillen feblement fins que s'apaguen completament. Després de

patir la contracció del seu nucli, l'estrella deixa anar a l'espai restes de gas que

formaven part de l'estrella, formant una nebulosa planetària.

Comparació del Sol amb una nana blanca

Estrelles de massa inferior a 1.5 M⊙

Quan una estrella amb aquesta massa (com el nostre Sol) esgota l'hidrogen del

seu nucli, l'estrella es col·lapsa i deixa d'haver reaccions nuclears. Això provoca

que la força de la gravetat superi la pressió de les reaccions nuclears, fent que

el nucli es contregui. Aquest procés allibera molta energia, fent que reaccioni el

poc hidrogen que quedava fora del nucli, iniciant de nou la fusió nuclear. Tot

aquest procés fa que l'estrella brilli més i es faci més gran. Quan l'estrella


________________________________________________________ 12

augmenta la seva superfície, provoca que l'energia de l’interior hagi de repartir-

se més, fent que l'estrella es refredi i agafi un color vermellós. L'estrella s'ha

convertit en una Gegant Vermella. Després de que s'hagi esgotat finalment tot

el seu hidrogen, el seu nucli es contreu i s’acaba formant una nana blanca.

L'esfera de gas que s'havia expandit es queda formant una nebulosa

planetària.

Estrelles de masses de més d' 1.5 M⊙

Les estrelles més massives tendeixen a compactar el seu nucli, sense

expandir-se a gegants vermelles. Si una estrella te més de 5M⊙ acabarà

esclatant com una supernova. Una supernova és una violenta explosió que

escampa gas i partícules per l'espai a milions de quilòmetres. Per les estrelles

de més de 30M⊙ , també es produeix una supernova, però el seu nucli es

conserva i continua contraient-se fins que acaba convertint-se en una estrella

de neutrons o en un forat negre.

4. Tipus d'estrelles

Protoestel

Un protoestel és una estrella en estat d'evolució. És un núvol de gas molt

concentrat que s'ha format a partir d'una nebulosa. Aquesta fase dura uns

100.000 anys. Es produeix al augmentar la pressió i la gravetat, fent que el

protoestel es col·lapsi.

Exemple de Protoestel


________________________________________________________ 13

Estrella T Tauri

Les T Tauri són estrelles en estat d'evolució. Estan en una fase de conversió a

una estrella de la seqüència principal. Aquest tipus apareix en el final de la fase

de la protoestrella, quan la pressió adquirida a causa de la compressió del

núvol de gas per la força de la gravetat. Encara no tenen suficient pressió ni

temperatura en el nucli com per generar la fusió nuclear. Però si té una

temperatura semblant a la de els estrelles de la seqüència principal.

Estrella de la seqüència principal

La gran majoria de les estrelles que existeixen en l'univers són estrelles de la

seqüència principal. Un clar exemple es el Sol. Les estrelles, en aquesta fase,

es troben en un equilibri hidrostàtic, on es produeixen fusions nuclears en els

seus nuclis, cremant hidrogen i convertint-lo en heli. Aquestes estrelles poden

arribar a tenir 100 vegades la massa del Sol.

Una estrella en la seva fase en la seqüència principal

Gegant vermella

Una estrella es converteix en una gegant vermella quan s'ha consumit tot el

hidrogen del nucli. Això provoca que la fusió de l'hidrogen del nucli es vegi

interrompuda i la estrella ja no pugui generar pressió i alliberi energia potencial

gravitatòria, fent reaccionar una capa d'hidrogen que hi ha al exterior del nucli.


________________________________________________________ 14

A conseqüència d'això, la pressió interna i la radiació emesa augmenten. Això

provoca un augment de la superfície i una disminució de la seva temperatura,

fen que l'estrella tingui un color vermellós. Poden arribar a tenir un volum 100

vegades més gran que en la seva fase de la seqüència principal.

Comparació entre el volum del Sol, i el volum que tindrà el Sol quan sigui una gegant vermella

Estrella compacta

Una estrella compacta, a diferència d'una estrella típica, no contraresta a

la gravetat mitjançant la pressió generada per reaccions de fusió nuclear en el

seu interior. Tals objectes són, de fet, el resultat de l'esgotament del

combustible nuclear de les estrelles. Per això també són freqüentment

denominades com romanents estel·lars. Sense cap font d'energia que lluiti

contra el col·lapse aquestes estrelles mortes estan comprimides al màxim del

que permet la seva massa. Es mantenen estables subjectes per forces

nuclears d'origen quàntic. A tan elevades densitats, la matèria es troba en un

estat que es denomina degenerat. En casos extrems l'objecte és incapaç de

sostenir-se a si mateix formant així una singularitat gravitatòria. Depenent de la

massa inicial de l'estrella i de quanta massa hagi perdut al llarg de la seva

vida, la fi de les reaccions nuclears porta amb si l'aparició d'un tipus o altre

d'objecte compacte.


________________________________________________________ 15

Els tipus d'objecte que pertanyen a aquesta categoria són:

- Nana blanca

És un romanent estel·lar o estrella compacte, que es genera quan una estrella

menor a 10 masses solars ha esgotat les seves reaccions nuclears, i per tant

no es produeixen reaccions nuclears en el seu nucli. Junt amb les nanes

vermelles, son les estrelles més abundants. La poca llum que emeten és a

causa de la seva temperatura. Al no haver-hi més reaccions dins seu ja no

poden emetre més llum. Poc a poc, aquesta energia s'anirà perdent, fins que

s'apagui després de milions d'anys.

Comparació entre una nana blanca i la Terra

- Estrella de neutrons

Són un tipus d'estrelles compostes bàsicament de neutrons a densitats molt

grans que giren amb una gran velocitat angular. Acostumen a tenir un radi

d'uns 10- 15 km i una massa similar a la de una estrella mitjana. És una de les

fases finals d'una estrella que tingui una massa entre 9 i 30 vegades la massa

del Sol, i que hagi acabat com una supernova.


________________________________________________________ 16

Regió interna del Púlsar de la Nebulosa del Cranc, una estrella de neutrons, observada des de

l’Observatori de raigs-X Chandra i Hubble

- Forat negre

Un forat negre és una gran concentració de massa que té una densitat tant alta

que la seva força gravitatòria fa que tingui una velocitat d'escapament més alta

que la de la velocitat de la llum. Per tant, ni la llum pot escapar d'un forat negre.

Simulació d’un forat negre davant de la Via Làctia


________________________________________________________ 17

Nana roja

La nana roja és un dels tipus més comuns en l'univers. És un tipus diferent

d'estrelles de la seqüència principal, la única diferència es que tenen poca

massa i son mes fredes que les estrelles normals, com ara el Sol. Tenen un

ritme de combustió de l'hidrogen molt lent i tenen vides molt llargues. Mai

inicien la fusió de l'heli, per tant, mai es convertiran en gegants vermelles, sinó

que es contrauen lentament fins que es cremi tot l'hidrogen.

Estrella supergegant

Són les estrelles més grans del univers. Poden arribar a tenir entre 10 i 50

vegades la massa del Sol. Al ser tan grans, consumeixen l'hidrogen del seu

nucli molt ràpid, per tant no tenen una vida molt llarga. Quan moren, exploten

com una supernova.

5. Diagrama de Hertzsprung-Russell

Diagrama H-R


________________________________________________________ 18

En astronomia, el Diagrama de Hertzsprung-Russell, també anomenat

diagrama H-R, és un diagrama estadístic en el que les estrelles estan

classificades en base la temperatura/tipus espectral i la lluminositat/valor

absolut. Va ser creat l’any 1910 per Ejnar Hertzsprung i Henry Norris

Russell.

El diagrama HR s’utilitza per definir el tipus d’estrelles i comparar les

previsions teòriques de l’evolució estel·lar.

Generalment, es podria dividir el diagrama en tres parts: la seqüència principal

(on estan la majoria de les estrelles) les estrelles gegants i les nanes blanques.

5.1. Classificació estel·lar en el diagrama HR

El diagrama HR classifica els estels segons 4 mesures, separades en els dos

eixos, en el eix horitzontal la temperatura i el tipus espectral(que mantenen una

relació), i en el eix vertical la magnitud absoluta i la lluminositat que són

equivalents.

Temperatura i tipus espectral:

Tot cos que tingui una temperatura superior a 0K, emetrà una radiació

electromagnètica, més concretament, una radiació tèrmica. Un exemple clar, és

el d’un cos negre. Un cos negre és un cos ideal, en un equilibri termodinàmic,

en que la radiació emesa és la mateixa que l’absorbida. El seu espectre depèn

només de la seva temperatura, i no la del medi. La intensitat de radiació d’un

cos negre a una certa temperatura, és pot saber gràcies a la Llei de Radiació

d’un cos negre de Max Planck:

I: Intensitat

v: Freqüència

T: Temperatura del cos negre

h: constant de Planck

c: velocitat de la llum

k: constant de Boltzmann


________________________________________________________ 19

Com més temperatura tingui un cos, emetrà una radiació amb menys longitud

d’ona. Si un cos emet una temperatura més baixa, la longitud d’ona

augmentarà, per tant, la temperatura superficial de l’estrella i el tipus espectral

estan relacionats ja que, una estrella que tingui una temperatura molt alta

emetrà una llum blavosa mentre que les estrelles més fredes emeten una llum

vermellosa.

Esquema de la radiació que pot emetre un cos, relacionant la intensitat, la longitud d’ona i la

seva temperatura

Es mesura la temperatura de la superfície, ja que la del nucli, que és més alta

no es pot saber només amb observacions, i la de la superfície sí, poden així

observar la llum que emet.

Un espectre, és un conjunt de radiacions electromagnètiques. En el diagrama

HR, només es fa servir l'espectre visible, el que es pot observar amb l'ull humà,

i és classificat en lletres segons la seva longitud d'ona.

Per tant, el tipus espectral es classifica en les lletres següents:

- O: La temperatura és d’uns 28.000 a 50.000 K. El color és blau. Acostumen a

estar formades de nitrogen, carboni, oxigen i sobretot heli (II). Son àtoms molt

ionitzats.

- B: La temperatura pot anar des de els 9.600 a 28.000 K. El color es un blau

més blanquinós. Aquest tipus de estrelles acostumen a estar compostes per

heli (I), hidrogen (I), oxigen (II) i carboni (II).


________________________________________________________ 20

- A: La temperatura pot estar entre els 7.100 i 9.600 K. El color és blanc i està

composta bàsicament de hidrogen (I).

- F: La temperatura pot estar entre els 5.700 i els 7.100 K. El color és un blanc

groguenc. Està formada per metalls com el ferro(II), titani(II) , crom (III) i una

molt poca quantitat d’hidrogen.

- G: La temperatura pot estar entre els 4.600 i els 5.700 K. El color és groc i

està formada de calci, heli, altres metalls neutres, i l’hidrogen que continua

esgotant-se.

– K: La temperatura pot ser de 3.200 a 4.600 K. Té un color groc vermellós, i

està formada per metalls, molècules formades entre elements com el Carboni i

Nitrogen i el Carboni i Hidrogen, metalls neutres i una escassa quantitat de

hidrogen.

– M: Pot tenir una temperatura entre 1.700 i 3.200 K. Té un color vermell i està

formada per metalls, Òxid de Titani i molt poc hidrogen.

Fins aquí, hem descrit la classificació clàssica, però últimament, aquesta

classificació s’ha ampliat:

- W: La temperatura supera els 70.000 K. Són estrelles molt lluminoses a causa

de estar formades per grans quantitats de heli. Es consideren que son grans

súper gegants en el final de les seves vides.

- L: La temperatura varia entre els 1.500 i 2.000 K. Són estrelles amb massa

insuficient com per fer reaccions nuclears, també anomenades nanes marrons.

Estan formades bàsicament de Liti. Són tant fredes que emeten radiacions

properes als rajos infrarojos.

- T: La temperatura pot variar dels 600 a 1.000 K. Són estrelles T Tauri, que

son un tipus d’estrelles irregulars que encara no han entrat en la seqüència

principal. Són molt joves i tenen poca massa.

- C, R, N, S: Són diferents classificacions d’ estrelles de carboni, es tracta de

gegants vermelles al final de la seva vida

- D: Són les nanes blanques

Per tant, la classificació quedaria de la següent manera: W O B A F G K M L T i

R N C S


________________________________________________________ 21

Magnitud absoluta i lluminositat:

Magnitud en astronomia és la mesura de la brillantor d'una estrella, es a dir, la

quantitat de llum que ens arriba de l'estel.

La brillantor d'una estrella disminueix amb la distància i amb l'absorció

interestel·lar. Per tant, les magnituds mesurades des de la terra són magnituds

aparents.

La magnitud absoluta és la magnitud aparent a 10 parsecs de distància (uns

32,616 anys llum) en un espai completament buit.

Aquesta magnitud es pot comparar amb la lluminositat ja que la distància no

afecta en la quantitat de llum que emet una estrella.

La lluminositat és la quantitat de flux lluminós que emet un punt de llum en una

unitat d'angle sòlid. La seva quantitat és el Candel. Algunes formules per

calcular-la són:

E=b/d²

L=4π*d²*b

b: brillantor (W/m²), I: intensitat, d: distància (m)

La lluminositat es pot comparar segons la lluminositat del sol, o amb nombres

romans, on cada tipus d’estrella té el seu:

- 0: Hiper gegants

- I a: Supergegants molt lluminoses.

- I b: Super gegants de menys brillantor.

- II: Gegants lluminoses.

- III: Gegants.

- IV: Subgegants.

-V: Estrelles nanes de la seqüència principal.

- VI: Sub-nanes.

- VII: Nanes blanques.


________________________________________________________ 22

Cal tenir en compte que un estel no emet tota la seva energia en forma de llum

visible, pot emetre altres radiacions electromagnètiques o també neutrins i vent

estel·lar.

5.2.Parts del diagrama

L’eix vertical representa la lluminositat o magnitud absoluta de les estrelles ja

que son dues magnituds proporcionals.

Tècnicament, la lluminositat es la quantitat de energia que irradia una estrella

en un segon. Els resultats poden basar-se en dues escales diferents. Es pot

agafar segons la lluminositat, agafant com a referència el sol (que se li assigna

el número 1) i , o amb una manera més exacta, fent servir la magnitud

absoluta, que és la magnitud que tindria una estrella a deu parsecs (1parsec=

3,2616 anys llum) de distància.

Es va establir aquesta distància per poder comparar les estrelles en les

mateixes condicions, ja que des de la Terra, veiem les estrelles des de

distàncies diferents i per tant rebem menys lluminositat de la real (magnitud

aparent). D’aquesta manera les estrelles estarien totes a la mateixa distància.

L’eix horitzontal mesura dues escales que es poden resumir en una sola.

Una d’elles, és la temperatura de la superfície de les estrelles en graus Kelvin,

que va des de les temperatures més altes, fins les més baixes (d’esquerra a

dreta). També es pot classificar segons el color o tipus espectral, on es

classifiquen amb les lletres: O, B, A, F, G, K, M. Aquestes dues escales diuen

pràcticament el mateix al concordar perfectament entre elles, ja que el color

d’una estrella ve determinat segons la temperatura de la superfície; a mesura

que la temperatura va augmentant, el seu color canvia.

En el diagrama, s'hi poden observar 3 zones:

- La seqüència principal, és la part del diagrama on hi resideixen la

majoria de les estrelles.

Correspon en una diagonal aproximada que va de la part superior esquerra del

diagrama a la part inferior dreta. La seqüència principal ens mostra com les

estrelles van de la part més lluminosa i calenta, fins la part menys lluminosa i


________________________________________________________ 23

mes freda. Les estrelles que formen part de la seqüència principal, es troben a

la fase on es consumeix l’hidrogen del seu nucli.

En aquest període, els estels mantenen un estat estable on només canvia la

seva composició química. En ser aquest procés molt lent, les estrelles es

passen la major part de la seva vida en la seqüència principal. La composició

química o la massa, no son els únics factors que situen una estrella dins

d’aquesta seqüència, també intervenen altres factors com la presència de

camps magnètics, la rotació de l’estrella o la presència de altres estrelles

pròximes.

- Les estrelles gegants son estrelles amb un radi i una lluminositat

superiors a una estrella de la seqüència principal, però amb la mateixa

temperatura superficial.

Normalment, el radi està entre 10 i 100 vegades el radi del Sol, i la lluminositat

entre 10 i 1000 vegades més que el Sol. Segons siguin més lluminoses, poden

arribar a ser Estrelles Supergegants o Hiper gegants. Estan situades per

sobre de la seqüència principal.

- Les nanes blanques son estrelles compactes que es generen quan

estrelles de massa menor a 8 masses solars ha esgotat el seu combustible

nuclear. Estan compostes per àtoms en estat de plasma, però al no haver-hi

fusió nuclear, l’estrella no te cap font d’energia que freni el col·lapse gravitatori.

D’aquesta manera, es va comprimint sobre si mateixa arribant a densitats molt

altes, on una estrella de la mateixa massa que el Sol estaria comprimida amb

una mida semblant a la de la Terra. Les nanes blanques estan situades a la

part inferior del diagrama.


________________________________________________________ 24

6. Conclusió

Finalment, he pogut assolir el objectiu principal d’aquest treball de recerca,

estudiar la vida d’una estrella, i saber tota la seva evolució fins la seva mort.

He pogut comprovar que no totes les estrelles que observem des de la terra

son iguals, ja sigui en mida, edat, composició química…

Finalment, he pogut arribar a les següents conclusions:

El tipus de reaccions nuclears que es donen a l'interior de l'estel

condiciona l'etapa en la qual es troba de la seva vida.

Podem saber per la brillantor i la temperatura de l'estel (pel diagrama H-

R), en quina etapa es troba un estel i predir la seva evolució.

Podem classificar els diferents estels (estels en diferents etapes de la

seva evolució) gracies al diagrama H-R

Realitzant aquest treball també he pogut arribar a altres conclusions:

La majoria dels fenòmens que hi ha a l’espai son provocats per estrelles.

La majoria dels elements s’han creat en els nuclis de les estrelles amb

les reaccions nuclears. Per tant, podríem dir, que tots els elements que

hi han a la terra, inclosos nosaltres mateixos, venen de les estrelles.

Finalment aquest treball de recerca m’ha ajudat a tenir una visió més clara del

funcionament del nostre univers i a entendre gran part dels fenòmens que

succeeixen a l’espai.


________________________________________________________ 25

7. Bibliografia ( fonts d'informació)

Llibres:

- COMELLAS GARCÍA-LLERA, José Luis; “El Mundo de las Estrellas”Equipo

Sirius, Ed. 1996

- COMINS, Kaufmann, “Discovering the Universe”, Freeman, W.H.&

Company, Ed. 2008

- DOU, J.M., MASJUAN, M.D. “Química 1 batxillerat” Casals, Ed.

- GALADÍ, David; “Astronomia General: Teòrica y Pràctica” Omega, Ed.

2001

- KARTTUNEM, H. ;”Fundamental Astronomy”, Springer, Ed. 2003

- MARTÍNEZ, Vicent J., MIRALLES,Joan A. MARCO, Enric , GALADÍ-

ENRÍQUEZ, Davis; “Astronomia fonamental” Universitat de Valencia. Servei

de Publicacions, Ed.2008

- MURDIN, Paul; “Secretos del universo: cómo descubrimos el Cosmos”

Akal, Ed. 2009

- PRIALNIK, Dina, “An introduction to the theory of stellar structure and

evolution”, Cambridge University Press, Ed. 2000

- ROSE, William K. “Advanced Stellar Astrophysics”, Cambridge University

Press, Ed. 1998

- SAGAN, Carl; “Cosmos” Editorial Planeta, Ed. 2004

Internet:

http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella

http://html.rincondelvago.com/estrellas_2.html

http://www.youtube.com/watch?v=7Mi5cuA4Jog

http://www.tayabeixo.org/sabias/nucleosintesis_estelar.htm


________________________________________________________ 26

http://es.wikipedia.org/wiki/Nucleos%C3%ADntesis_estelar

http://helios.gsfc.nasa.gov/nucleo.html

http://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html

http://www.ojocientifico.com/2011/08/21/tipos-de-estrellas-del-universo

http://www.taringa.net/posts/ciencia-educacion/14569211/El-Universo-Tipos-

De-Estrellas.html

http://www.spacetimetravel.org/expeditionsl/expeditionsl.html

http://es.wikipedia.org/wiki/Tipo_espectral_(estelar)

http://ca.wikipedia.org/wiki/Diagrama_de_Hertzsprung-Russell

http://aspire.cosmic-ray.org/labs/star_life/hr_diagram.html

http://naukas.com/2011/09/08/cien-anos-del-diagrama-de-hertzsprung-russell-

el-grafico-que-organizo-las-estrellas/

http://ca.wikipedia.org/wiki/Estrella_compacta

http://es.wikipedia.org/wiki/Clasificaci%C3%B3n_estelar

http://www.astronomia.edu.uy/CTE2/estrellas1.pdf

http://www.sea-astronomia.es/drupal/node/340

https://www.google.es/#q=reaccio+nuclear

http://ca.wikipedia.org/wiki/Estrella_compacta

Evolució estel·lar

Documents

Transcript of Evolució estel·lar