Naixement i Evolució de les Estrelles

Estrelles: Com Neixen i Evolucionen

Les estrelles neixen al si d'immensos núvols interestel·lars de gas i pols. La composició d'aquests núvols és principalment d'hidrogen i heli. Els núvols estan en equilibri, però qualsevol pertorbació que es produeixi a les seves proximitats pot provocar inestabilitats. L'aparició de grumolls densos (protoestrelles) conduirà al col·lapse gravitatori del núvol. Aquests exerceixen una atracció gravitatòria, cada vegada acumulen més matèria, i aquesta es va comprimint, augmentant de densitat i temperatura. Quan el nucli arriba als 10 milions de graus, la protoestrella s'encén i es converteix en un nou estel.

A partir d'aquest moment, converteixen a cada segon milions de tones d'hidrogen en milions de tones d'heli, alliberant energia.

Evolució de les Estrelles

Massa Baixa/Intermèdia (M < 8 M_☉)

• Fase Subgegant (SubG): Quan s'esgota l'hidrogen, comença a cremar-lo en una capa al voltant d'aquest. L'estrella s'infla i es refreda, no varia massa la seva lluminositat.
• Fase Gegant Vermella (GV): Es refreda encara més, augmenta la seva lluminositat i el seu radi és proper a 100 vegades el radi solar.
• Fase Branca Asimptòtica de les Gegants (BAG): L'heli del nucli s'esgota i es comença a cremar l'heli en capa, i torna a escalar en el diagrama HR. Es converteix en una nebulosa planetària.

Estrelles de Massa Elevada (9-30 M_☉)

• Fase Supergegant Blava i Supergegant Groga: Esgota l'hidrogen del nucli i el comença a cremar al voltant d'aquest.
• Fase Supergegant Vermella: Quan acaben les seves vides, amb radis de diverses UA, tenen taxes de pèrdua de massa elevades. Per això, al voltant de l'estrella hi ha molt material expulsat per la mateixa.

Massa Molt Elevada (M > 30 M_☉)

Són capaces de cremar nuclearment elements fins a arribar al ferro i produir una supernova.

Diferències fonamentals:

• No es pot formar una supergegant vermella.
• En la majoria dels casos s'acaben convertint en un forat negre.

Fase de Variable Lluminosa Blava (VLB)

Mentre esgoten el seu hidrogen, les estrelles de massa molt elevada es desplacen a la dreta per convertir-se en supergegants blaves. En fer-ho, augmenta l'opacitat de les seves atmosferes i s'acosten perillosament al límit d'Eddington. Això fa que entrin en la fase de variable lluminosa blava i es desprenguin de les seves capes exteriors. Aquests objectes acaben despullant-se de les seves capes més externes per a presentar atmosferes amb molt baixos continguts d'hidrogen (Wolf-Rayet). Aquestes es caracteritzen per tenir intenses línies d'emissió d'elements i per la seva gran diferència de massa i lluminositat de les progenitores. Les estrelles més massives de totes tenen vents solars tan elevats que desprenen les seves capes d'hidrogen fins i tot abans d'arribar a la fase VLB.

Diagrama Hertzsprung-Russell (1910)

Representa un pas important cap a la comprensió de l'evolució estel·lar o "la forma en què les estrelles passen per seqüències de canvis dinàmics i radicals a través del temps".

Les estrelles de major lluminositat estan situades a la part superior del diagrama, i les estrelles amb una temperatura superficial elevada estan a la banda esquerra.

Color i Temperatura

On situaríem les diferents estrelles?

1. Les estrelles de baixa temperatura i alta lluminositat seran a la cantonada superior dreta. Això implica que seran estrelles d'un radi gran. En aquesta zona és fàcil que trobem les gegants vermelles.
2. Per la part inferior esquerra trobarem estrelles petites d'alta temperatura i baixa lluminositat. Per exemple, nanes blanques.
3. Les estrelles de lluminositats, radis i temperatures intermèdies estaran pel centre del diagrama.

El sorprenent és que quan posem les estrelles en aquest diagrama semblen seguir un patró definit.