evolució estel·lar
Post on 09-Mar-2016
232 Views
Preview:
DESCRIPTION
TRANSCRIPT
“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
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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.
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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?
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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.
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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.
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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.
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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.
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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.
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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).
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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.
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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.
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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.
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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
Evolució Estel·lar
________________________________________________________ 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
top related