La vida d'una estrella Imprimeix Correu electrònic

1) La formació d'una protoestrella

L'espai interestelar és ple de núvols de gas i de pols que contenen una notable diversistat de compostos químics, com hidrogen, monòxid de carboni, aigua, alcohols, amoníac, etc... Actualment es creu que les estrelles neixen en regions de l'espai on aquests núvols són molt densos, com en els braços de l'espiral que dóna forma a la nostra galàxia, la Via Làctia.

Degut a la pròpia gravetat de les partícules presents en un núvol, aquest últim comença a contreure's i es fragmenta en diferents parts, cadascuna d'elles amb possibilitat de convertir-se en protoestrella. Les observacions semblen indicar que una estrella no neix d'un núvol, sinó que el núvol, en dividir-se en diferents parts, dóna a lloc a diverses estrelles a la vegada. Es creu que és necessari que els núvols capaços de generar estrelles tinguin una massa equivalent a uns quants milers de vegades la massa del nostre Sol i que la seva extensió no superi els 10 pc (veieu la secció L'agulla en un paller per conèixer les unitats de mesura més utilitzades en astronomia).


El procediment de formació de les protoestrelles es pot resumir en els següents passos:

  1. Un núvol interestelar de gas i pols compleix els requisits de densitat com per començar a contreure's.
  2. A mesura que la densitat augmenta (degut a la contracció) es van formant diferents nuclis dins del núvol que segueixen contraient-se independentment dels altres, amb la qual cosa el núvol es parteix en diferents "sub-núvols".
  3. Cada fragment continua contraient-se fins començar a ser òpticament opac. La temperatura dels fragments comença a pujar.
  4. La pressió cada cop més alta de cada fragment atura la contracció. En aquest punt s'han format les protoestrelles a partir del núvol original.

2) La contracció cap a la Seqüència Principal

Quan un fragment d'un núvol interplanetari dóna lloc a una protoestrella, aquesta es troba amb que el seu nucli continua contraient-se a poc a poc, mentres que en la regió més exterior es continua absorvint matèria. En aquest punt, la protoestrella consisteix majoritàriament de mol·lècules d'hidrogen.

Abans de continuar, i per poder entendre tot el que s'explicarà més endavant, cal comentar breument quines forces actuen en l'interior d'una (proto)estrella. Per una banda tenim la força de la gravetat, que fa que la matèria que forma l'estrella tendeixi a compactar-se. Per altra, tenim la força deguda a la pressió interna, deguda a l'escalfament dels gasos continguts, i que trobem semblança amb la força que fa el vapor d'aigua en una olla a pressió. És a dir, tenim dues forces que s'oposen: una tendeix a compactar l'estrella, representada per les fletxes grogues de la següent figura, i l'altra a fer-la explotar, representada per les fletxes blaves:

Quan les forces s'igualen, es diu que l'estrella es troba en equilibri.


En una protoestrella, quan la temperatura assoleix els 1800 K les mol·lècules d'hidrogen es dissocien en àtoms d'hidrogen:  H2 → 2H. Es diu que el gas s'ionitza. Aquest procés consumeix energia, la qual cosa fa que l'augment de temperatura disminueixi. Això produeix que la pressió creixi més lentament, la qual cosa fa que la força gravitatòria guanyi i incrementi la contracció. A mesura que l'estrella es contreu cada cop més, arriba un moment en què la fricció del material compactat fa que augmenti la temperatura, fent que la pressió s'incrementi de nou i es repeteixi altre cop el cicle. Aquests events es repeteixen fins que l'estrella assoleix l'equilibri hidrostàtic, en el qual el gas es troba completament ionitzat; estat que es coneix com a plasma. En aquest punt la temperatura assolida és de 10000 K. El radi de la protoestrella, que inicialment era d'unes 100 AU, s'ha reduït a tan sols 0.25 AU, i aquesta continuarà absorvint el material del seu voltant que hagi quedat del núvol, fent que la seva massa i densitat augmentin cada cop més.


Per a estrelles d'unes quantes masses solars, el colapse (la compactació) de l'estrella triga tan sols uns quants centenars d'anys. El temps per arribar a la Seqüència Principal (que es descriu a continuació) varia en funció de la massa de l'estrella: una estrella de 15 M es condensa cap a la Seqüència Principal en uns 60000 anys mentres que una estrella de 0.1 M trigaria alguns centenars de milions d'anys.


3) La Seqüència Principal. La cadena Protó-Protó.

La Seqüència Principal (SP) és el període de la vida d'una estrella en què la seva única font d'energia és l'hidrogen que es fusiona en el nucli. Durant aquest període, l'estrella es troba en equilibri i és el període més llarg de la seva vida. El nostre Sol es troba actualment en la seva SP.

A mesura que la protoestrella inicial augmenta cada cop més la seva temperatura interna, les partícules del seu interior es mouen cada cop més depressa. Quan la temperatura assoleix uns 4 milions de graus, els àtoms d'hidrogen es mouen suficientment ràpid com per fusionar-se amb d'altres i donar lloc al que es coneix com a cadena protó-protó (pp). És en aquest moment comença la Seqüencia Principal.

La cadena protó-protó (o cadena pp) és el procés de reaccions nuclears que fusionen l'hidrogen transformant-lo en components químics cada cop més pesants. La primera baula d'aquesta cadena es correspon amb la transformació de l'hidrogen en heli i energia (vegeu el diagrama següent) mentres que la resta de la cadena consisteix en convertir l'heli en altres productes, alliberant també energia.

Si observeu el diagrama de dalt, en primer lloc es produeix una reacció que té molt poca probabilitat de succeir: en mitjana, i per a una estrella com el nostre Sol, dos àtoms 1H formen un àtom 2H cada 100.000.000.000 d'anys. Gràcies a aquest fet, el Sol ha brillat i brillarà durant molt de temps. Altrament, si la reacció fos més probable de succeir, l'hidrogen del Sol ja s'hagués exhaurit i la nostra estrella ja no brillaria. En segon lloc, la fusió entre àtoms 1H i 2H succeeix amb molta probabilitat i el procés produeix heli (3He) i energia en forma de rajos gamma (γ).


Finalment només afegirem que quan la protoestrella inicial és més massiva (massa superior a 1.5 M), la seva temperatura interior pot superar els 20 milions de graus. A aquestes temperatures predomina un altre tipus de reacció nuclear que es coneix com a cicle CNO.



4) Mort estelar

La Seqüència Principal d'una estrella finalitza quan l'hidrogen del seu centre s'esgota després d'haver estat fusionat al llarg de la seva vida. En aquest punt, el nucli de l'estrella és pràcticament d'heli i les reaccions nuclears que s'hi originaven, s'aturen. En funció de com era de massiva l'estrella, la seva mort té una evolució i final diferents, i es descriuen a continuació. Consulteu la secció Estrelles compactes per conèixer amb més detall els objectes que romanen després de la mort d'una estrella molt massiva (masses superiors a 1.5M).


Estrelles de massa entre 0.08 M i 0.26 M

Un cop l'hidrogen del seu interior es fusiona completament en heli, les estrelles d'aquest ordre masses es contreuen i es converteixen en el que es coneix com a nanes blanques, objectes de dimensions semblants a la Terra però molt densos, que brillen feblement durant un temps fins que finalment s'apaguen completament. Quan pateixen la contracció del seu nucli, deixen a l'espai restes de gas que formaven part de l'estrella, formant una nebulosa planetària.


Estrelles de massa inferior a 1.5 M

Quan una estrella d'aquest ordre de massa (com el nostre Sol) esgota l'hidrogen del seu nucli, les reaccions nuclears que s'hi succeïen, s'aturen. Això provoca que la força de la gravetat venci la força de la pressió de les reaccions nuclears fent que el nucli es contregui. Aquest procés allibera molta energia, la qual fa que el poc hidrogen restant al voltant del nucli iniciï de nou fusions nuclears. Aquestes fusions, que ara es generen dins de l'estrella però fora del nucli, fa que l'estrella brilli més i es faci més gran. Quan l'estrella s'expandeix, òbviament la seva seva superfície augmenta, de manera que l'energia que brolla de l'interior s'ha de repartir més al llarg d'aquesta superfície. Això fa que l'estrella es refredi a la superfície, provocant que prengui un color vermellós. L'estrella s'ha convertit en el que es coneix com a Gegant Vermella. Es preveu que el Sol es convertirà en una gegant vermella d'aquí 5000 milions d'anys, augmentant el seu diàmetre suficientment com per engolir els planetes Mercuri, Venus i la Terra.

Quan definitivament tot l'hidrogen de l'interior de l'estrella s'esgota, el seu nucli es contreu i s'acaba formant una nana blanca. L'esfera de gas que s'havia expandit queda a la deriva per l'espai, formant una nebulosa planetària.


Estrelles de masses de més d' 1.5 M

Les estrelles molt massives tendeixen a compactar el seu nucli sense canviar les seves mides. Si l'estrella és de l'ordre de 5 M llavors acaba esclatant en el que es coneix com una supernova, una immensa i violenta explosió que escampa gas i partícules per l'espai, a milions de kilòmetres. Es creu que el nucli de l'estrella també quedaria destruït.

Finalment, per a les estrelles més massives (de l'ordre de 30 M), també es produeix l'explosió de supernova, però el seu nucli roman i continua contraient-se fins a convertir-se en una estrella de neutrons o en un forat negre, conceptes que s'expliquen en la secció Estrelles compactes.