|
Els estels, com gairebé qualsevol
entitat física, segueixen un procés de naixement, evolució i mort.
A diferència de nosaltres, la vida d'una estrella es mesura en milers
de milions d'anys, però això no impedeix que puguem estudiar la
seva evolució i puguem descriure com neixen i com desapareixen. El
nostre Sol no és una excepció, i encara que ens sembli que sempre
serà allà, un dia morirà després d'haver destruït la Terra i
altres planetes.
|
Nebulosa de cranc (NASA)
|
Els estels neixen de l'aglomeració Els estels neixen en grans
núvols de gas interestel·lar escampats per l'espai: les nebuloses.
El model més simple del seu naixement explica que en les nebuloses
hi ha zones que, en ser una mica més denses que les altres (com els
grumolls en una sopa), comencen a atreure més i més gas per efecte
de la gravetat. Ja saps que la gravetat és més intensa com més gran
sigui el cos que l'origina. A mesura que aquestes zones acumulen més
i més gas, la seva mida augmenta i la seva gravetat també. La gravetat
és la causa que les estrelles neixin.
|
L'estel s'encén
El grumoll de gas inicial s'anomena
protoestel i poc a poc va acumulant més gas al seu voltant. Això fa
que les partícules de gas xoquin entre elles, produint un augment de
la temperatura. Quan s'assoleix una certa quantitat de gas i aquest
s'ha escalfat prou, el protoestel s'encén, com un llumí. Ha nascut
un estel. Però l'encesa d'un estel no és igual que la dels llumins
o els encenedors. En realitat és molt més complexa. En les estrelles
es produeixen reaccions nuclears, unes reaccions molt diferents d'aquelles
que ocorren en les flames habituals, on l'oxigen reacciona amb un
combustible per produir calor i llum. L'estel és una enorme massa
de gas, gairebé tot ell hidrogen, encara que conté també una barreja
d'altres elements en menor proporció. Els àtoms d'hidrogen, quan
es troben en altes densitats i a altes temperatures, com les que hi
ha a l'interior d'un protoestel, poden fusionar-se de manera espontània
i formar heli. Aquesta reacció va acompanyada de l'alliberament de
moltíssima energia. Quan això succeeix, l'estel "s'encén"
i inicia la seva vida, alliberant energia en forma de calor i llum,
i consumint hidrogen per transformar-lo en heli.
Una vida curta i brillant o una vida llarga i discreta
La vida d'un estel depèn
de la quantitat de combustible que tingui i del ritme al qual el consumeixi.
Un estel molt gran, com un gegant blau, té molt hidrogen per cremar.
Però ho fa a tal velocitat que la seva vida és curta, molt més curta
que la d'estels més petits com el Sol. En menys d'uns pocs centenars
de milions d'anys un gegant blau pot consumir tot el seu hidrogen,
mentre que les estrelles més modestes poden respirar tranquil·les
durant 5.000 milions d'anys.
Una juventut tranquil·la
Mentre que l'estel tingui
combustible en forma d'hidrogen, no patirà cap símptoma d'envelliment,
no s'alterarà. Es trobarà en una situació d'equilibri, una lluita
entre la gravetat i la calor. La gravetat és una força que fa que
les coses s'aglomerin. La calor, en canvi, fa que les partícules
se separin. La gravetat als estels és immensa (només cal pensar que
el Sol, que és de mida normaleta, és 332.946 vegades més massiu que
la Terra) i atrau la massa estellar cap al seu centre amb gran intensitat.
|
Dibuix: Oriol Massana
|
En contra, la calor produïda per les reaccions nuclears empeny la massa
cap enfora, evitant que l'estel collapsi.L'equilibri intern entre
gravetat empenyent cap endins i calor empenyent cap enfora dura la major
part de la vida d'un estel. Després de més de 4500 milions d'anys
que ja porta funcionant, el nostre Sol continuarà uns altres 4500 milions
d'anys més fusionant hidrogen amb tranquillitat.
L'energia de la fusió estel·lar
no solament produeix calor i llum. També expulsa una part petita de
la matèria de l'estel cap a l'espai a gran velocitat: és el vent
estel·lar. El vent estel·lar produït pel nostre estel, el Sol, afecta
els nostres satèl·lits artificials, i també tindria conseqüències
sobre la vida a la Terra si no tinguéssim un camp magnètic que en
desvia la major part. |
Una maduresa relaxada
Llega un momento en que el
hidrógeno se acaba. A medida que el cometa acumula helio procedente
de la fusión del hidrógeno, más difícil resulta esta reacción.
En este punto, la fusión de hidrógeno es tan baja que no sirve para
frenar la gravedad. La estrella se contrae y se calienta todavía más.
En estas condiciones el helio puede empezar a fusionarse, igual que
lo hacía el hidrógeno, en un proceso complejo que acaba dando berilio.
Estas reacciones hacen que el núcleo de la estrella esté mucho más
caliente que en la fase anterior, llegando a los 100 millones de grados
Kelvin. Esto hace que la estrella empiece a crecer hasta unas 100 veces
su tamaño normal: el calor de su núcleo empuja con más fuerza las
capas externas. El resultado es una gigante roja o una supergigante
roja, según la masa original de la estrella. Es decir, una estrella
más caliente en su núcleo, más fría en su superficie, más grande
y menos densa, de un color rojizo. Cuando el Sol entre en esta fase,
se hinchará hasta tragarse Mercurio, Venus y la Tierra. La vida a nuestro
planeta, si es que no lo ha hecho antes, desaparecerá. Afortunadamente,
todavía quedan 4500 millones de años.
Una vellesa explosiva
Depenent de la massa inicial
de l'estel el seu final serà un o un altre. Un estel que sigui més
petit que el triple de la mida del Sol, evolucionarà de la seva fase
de gegant vermell fins a esgotar novament tot l'heli del seu nucli.
Continuarà aleshores fusionant l'heli en les seves capes externes
i s'anirà fent més i més inestable. S'expandirà i es contraurà
repetidament, ja que els ritmes de producció d'energia són més
inestables que en les fases anteriors. Llançarà dolls de gas intern,
es contraurà i tornarà a escalfar-se. El final de l'estel és pròxim.
En aquests cicles de collapse i expansió, s'alliberarà de les
capes externes de material. Així, crearà el que anomenem nebuloses
planetàries, que acumulen material per a futurs naixements d'estels.
Quedarà en el centre un estel molt petit i dens, anomenat nan blanc.
Un nan blanc és gairebé tot carboni i és pràcticament inactiu. Solament
un recel d'allò que va ser un estel brillant i actiu.
Restes d'una supernova
Quan l'estel és gran, el
seu final és encara més espectacular. El seu nucli es compacta a temperatures
tan altes que no solament l'heli i el beril·li es fusionen per produir
carboni, sinó que tots els elements comencen a fusionar-se en cadenes
molt complexes de fusió, fins arribar al ferro. El ferro és el final
de la cadena d'elements que fusionen de forma espontània. Quan s'arriba
a aquest element, en l'estel no hi ha res que pugui sostenir-la. Les
capes externes cauen cap al nucli estel·lar, col·lapsant de forma
dramàtica. Després, en un efecte de rebot, exploten cap a l'exterior
en un dels fenòmens més espectaculars del Cosmos: una supernova. Les
supernoves són les explosions més impressionants que podem veure;
poden brillar durant uns segons tant com tota una galàxia sencera.
L'energia que alliberen és tan gran que la matèria pot fusionar-se
en elements més complexos alhora que es dispersa per l'Univers. Sense
les supernoves, no tindríem ni or, ni urani, ni cap dels elements més
pesats que el ferro. Són les supernoves l'origen de la riquesa d'elements
que té la natura, molts d'ells importants per a la vida.
Un cadàver en l'espai
Els estels de massa petita
acaben deixant un residu fred i dens, que anomenem nan blanc. Alguns
dels estels de massa més gran també deixen, després d'una explosió
espectacular, un nan blanc. Però alguns deixen unes restes més interessants:
els estels de neutrons. Són estels d'uns 10 quilòmetres de diàmetre,
però extremadament densos, que giren a una velocitat enorme. Els estels
de neutrons són uns dels objectes astronòmics de major interès i
mereixen un article propi. Els més grans col·lapsen en quelcom que
no és ni un nan blanc, ni un estel de neutrons. Sinó un dels objectes
mes exòtics de l'Univers: els forats negres.
|
