1. Estrellas.
Naixement duna estrella
Lunivers 辿s ple de nuvolats de pols interestelar. Aquests nuvolats estan
formats principalment per hidrogen, del qual un petit percentatge 辿s deuteri.
Poc a poc, la gravetat actua sobre el nuvolat, fent que la seva massa es vagi
contraguent per sota del seu pes, el que 辿s denominat com a colapse
gravitacional;contra m辿s gran sigui la massa de lestrella, m辿s rpida en ser
la contracci坦. Un altre mecanisme que fa activar aquest proc辿s 辿s lexplosi坦
duna supernova a prop del nuvolat, ja que amb el xoc que produeix la explosi坦
es comprimeix el gas i, aix鱈 fa possible la formaci坦 duna nova estrella.
Evoluci坦 de las estrellas
La vida d'una estrella 辿s variable, depenent de diversos factors, per嘆
bsicament del combustible que tingui i del ritme al que el consumeixi. Per
exemple, les gegants blaves tenen molt hidrogen per cremar, per嘆 com que ho
fan a un ritme molt alt tenen un vida m辿s curta que moltes altres estrelles,
com el nostre Sol. El consum d'aquestes gegants blaves pot durar uns quants
centenars de milions d'anys, en canvi altres estrelles m辿s petites normalment
poden aguantar el combustible uns 5.000 milions d'anys
Evoluci坦
Mentre l'estrella tingui hidrogen per consumir es mantindr igual, sense
alterar-se. Es mantindr una situaci坦 d'equilibri on la gravetat i la calor fan
for巽a en sentit contrari. La gravetat 辿s la for巽a que fa que l'estrella tendeixi a
contraure's, mentre que la calor, 辿s energia, i fa que les part鱈cules es separin i,
per tant, fa que la estrella tendeixi a expandir-se. Aix鱈 s'arriba a un punt
d'equilibri, que dura fins que el combustible, l'hidrogen, s'acaba. Aix嘆
representa la major part de la vida de la estrella.
Quan l'estrella va acumulant heli procedent de la fusi坦, 辿s m辿s dif鱈cil de seguir
amb el proc辿s de fusi坦. Arribar el moment en que no hi ha prou hidrogen, i la
fusi坦 辿 stan baixa que no serveix per a contrarrestar l'efecte de la gravetat.
Llavors la estrella comen巽a a contraure's, i s'escalfa m辿s. En aquestes
condicions l'heli pot comen巽ar a fusionar-se igual que ho faia l'hidrogen, en un
proc辿s complex del qual n'acaba resultant el beril.li. Aquestes reaccions fan
que el nucli de l'estrella estigui molt m辿s calent que a la fase anterior, arribant
als 100 milions de graus Kelvin. La calor, que com hem dit avans fa la for巽a
2. d'expansi坦, provoca un creixement de la estrella fins a unes 100 vegades la
seva mida normal. De tot aix嘆 en resulta una estrella m辿s calenta al seu nucli,
m辿s freda a la superf鱈cie, m辿s gran i menys densa, i amb color vermell坦s. A
aquest resultat l'anomenem gegant vermella o una supergegant vermella,
depenent de la massa original de l'estrella.
Mort
Depenent de la massa inicial de l'estrella, morir d'una manera o d'una altra:
Una estrella que sigui m辿s petita que el triple de la grandria del Sol,
evolucionar a la seva fase de gegant vermella fins a esgotar novament tot
l'heli del seu nucli. Aleshores seguir fusionant l'heli en les seves capes
externes i s'anir fent m辿s i m辿s inestable. S'expandir i es contraur diverses
vegades, ja que els ritmes de producci坦 d'energia s坦n m辿s inestables que en
les fases anteriors. Llan巽ar rfegues de gas intern, es contraur i tornar a
escalfar-se. . En aquests cicles de col揃lapse i expansi坦, s'alliberar de les capes
externes de material. Aix鱈, crear el que es denomina nebulosas planetries,
que acumulen material per a futurs naixements d'estrelles. Quedar en el
centre una estrella molt petita i densa, denominada nana blanca, gaireb辿 tot
carboni i prcticament inactiva.
Si la estrella 辿s m辿s gran, el seu nucli es compacta a temperatures tan altes
que no nom辿s l'heli i el beril揃li es fusionen per a produir carboni, sin坦 que tots
els elements comencen a fusionar-se en cadenes molt complexes de fusi坦, fins
a arribar al ferro, que 辿s el final de la cadena d'elements que es fusionen de
forma espontnia. Quan s'arriba a aquest element, a l'estrella no hi ha res que
pugui sostenir-la. Les capes externes cauen cap al nucli de l'estrella,
col揃lapsant-se. Despr辿s, en un efecte de rebot, esclaten cap a l'exterior en un
fen嘆men espectacular que anomenem supernova. Les supernovas s坦n les
explosions m辿s impressionants que podem obserevar; poden brillar durant uns
segons tant com tota una galxia sencera. L'energia que alliberen 辿s tan gran
que la mat竪ria pot fusionar-se en elements m辿s complexos alhora que es
dispersa per l'Univers. Els efectes de les supernoves s坦n fonamentals per a la
riquesa de la naturalesa, ja que n'辿s l'origen de molts d'ells, en concret els que
s坦n m辿s pesats que el ferro
La majoria d'estrelles de massa petita deixen com a resta de la seva exist竪ncia
les anomenades nanes blanques, aix鱈 com tamb辿 ho fan algunes de les
estrelles m辿 grans.
Per嘆 algunes deixen unes restes m辿s interessants: Les estrelles de neutrons.
S坦n estrelles de uns 10 km de dimetre, extremament denses, que giren a una
velocitat alt鱈ssima. Aquestes s'acaven convertint en els anomenats forats
negres, uns dels fen嘆mens de m辿s inter竪s de l'Univers.
3. El Sol
El Sol es va formar fa uns 4.500 milions d'anys a partir de n炭vols de gas i pols
que ja contenien residus de generacions anteriors d'estrelles. Grcies a la
metal揃licitat de tal gas, del seu disc protoplanetari van sorgir, m辿s tard, els
planetes, asteroides i cometes del sistema solar.
En l'interior del Sol es produ誰xen reaccions de fusi坦 en les que els toms
d'hidrogen es transformen en heli produint-se l'energia que irradia la nostra
estrella. Actualment, el Sol es troba en plena seq端竪ncia principal, fase en qu竪
seguir uns 5.000 milions d'anys m辿s cremant hidrogen de manera estable.
Quan l'hidrogen del seu nucli sigui molt menys abundant aquest es contraur i
s'encendr la capa d'hidrogen adjacent, per嘆 aix嘆 no bastar per a retenir-lo.
Seguir compactant-se fins que la seva temperatura sigui prou elevada com
per a fusionar l'heli del nucli (uns 100 milions de graus). Al mateix temps, les
capes exteriors de l'embolcall se n'aniran expandint gradualment. S'expandiran
tant que, a pesar de l'augment de brillantor de l'estrella, la seva temperatura
efectiva disminuir, situant la seva llum en la regi坦 vermella de l'espectre. El
Sol s'haur convertit en una gegant roja. El radi del Sol, per a llavors, ser tan
gran que haur engolit a Mercuri, Venus i, possiblement, a la Terra. Durant la
seva etapa com gegant roja (uns 1.000 milions d'anys) el Sol anir expulsant
gas cada vegada amb major intensitat. En els 炭ltims moments de la seva vida
el vent solar s'intensificar i el Sol es desprendr de tot el seu embolcall, el
qual, formar, amb el temps, una nebulosa planetria. El nucli i les seves
regions m辿s properes es comprimiran m辿s fins a formar un estat de la mat竪ria
molt concentrat en el que les repulsions de tipus quntic entre els electrons
extremadament propers frenaran el col揃lapse. Quedar llavors, com a
romanent estel揃lar, una nana blanca de carboni i oxigen que s'anir refredant
gradualment.
