Com és la vida de les estrelles?

Les estrelles són enormes esferes lluminoses compostes principalment de plasma. Es troben en una constant combustió i conserven la seva forma gràcies a l'equilibri entre la gravetat i l'energia que generen.


❗Toca o clica les imatges per veure-les més definides

L'estrella que millor coneixem és el Sol, però a l'univers observable des de la Terra, que abasta 46.500 milions d'anys llum en qualsevol direcció, n'hi ha 10²⁴, és a dir, un 1 seguit de 24 zeros: 1.000.000.000.000.000.000.000.000 (1 quadrilió d'estrelles). I ara què?

Malgrat que el camp de les estrelles és força complex, en traurem l'entrellat simplificant una mica i fent-ho senzill sense ser gaire inexactes.

COM CATALOGUEM LES ESTRELLES?

Les estrelles tenen mides, temperatures i lluminositats diferents. Aquestes tres característiques són les més fàcils per catalogar-les i posar-hi una mica d'ordre. 

Pel que fa a la mida, és fàcil, ja que només poden ser més grosses o més petites segons el seu diàmetre. Pel que fa a la temperatura, com més temperatura, més calor emeten i el color canvia. Aquesta temperatura es mesura generalment en graus Kelvin (K) i no en graus Celsius (C). Per passar de K a C cal multiplicar per 1,8. Les estrelles més calentes són les que tenen més massa, és a dir, més matèria dins seu.

Les estrelles més fredes són vermelles, després poden ser taronges, grogues, blanques o blaves, les més calentes. Això té a veure amb l'espectre de llum visible, on la llum blava és molt més intensa que la llum vermella. Però al llarg de la seva vida una estrella canvia de color. Això passa quan entra en la fase d'envelliment i es refreda.

Espectre de llum visible

Per què no existeixen estrelles verdes, roses o morades? El verd es troba en un rang mitjà de longitud d'ona que fa que l'estrella es vegi obligada a emetre una quantitat de llum similar de la resta de l'espectre. Aquesta barreja és vista per l'ull humà com a blanc, ja que el blanc surt de la suma de tots els colors de l'espectre, mentre que el negre surt de la seva absència. Així que les estrelles que haurien de ser verdes les veiem blanques. En el cas del rosa, és un color que no existeix a l'espectre de llum visible, ja que es crea barrejant el vermell amb el blanc. Una estrella senzillament no pot ser rosa. Pel que fa al morat, és un color tan proper al blau i amb una longitud d'ona tan curta, que als nostres ulls els costa diferenciar-lo en una estrella. Si una estrella fos morada, nosaltres la veuríem blava.

La lluminositat d'una estrella es mesura de forma comparativa amb el Sol. Una lluminositat solar equival a 1L. Si una estrella té 4 vegades la lluminositat del Sol, en parlarem de 4L. Les més lluminoses solen ser més calentes i tenir mides més grosses. Però aquí ve una aparent paradoxa que no ho és pas. Hi ha estrelles supergegants vermelles que, tot i ser més fredes, tenen una lluminositat superior a algunes estrelles blaves. Això es deu a l'extraordinària mida que poden assolir que compensa la baixa temperatura donant com a resultat una major lluminositat.

Representació del diagrama de Hertzsprung-Russell.
Diagrama de Hertzsprung-Russell

COM ÉS LA VIDA D'UNA ESTRELLA?

Les estrelles neixen a partir del col·lapse gravitacional d'un núvol de gas (principalment d'hidrogen) i pols, conegut com a núvol molecular. Aleshores es genera una protoestrella que comença a acumular més i més matèria mentre s'escalfa i es fa molt densa. Aquestes nebuloses poden originar més d'una protoestrella i en alguns casos planetes. Quan el nucli assoleix temperatures d'uns 15 milions de graus Celsius, comença a fusionar hidrogen en heli. 

La fusió nuclear allibera tanta energia que contraresta el col·lapse gravitacional i es genera un equilibri entre forces: l'equilibri hidroestàtic. En aquest moment ja és una estrella que entra en la seva etapa més estable. Aquesta etapa la coneixem com a seqüència principal. Mentre hi sigui, no canviarà gaire. Tindrà una temperatura i, per tant, un color superficial concret depenent de la massa que hagi aconseguit acumular abans de l'equilibri. Les estrelles més massives són més calentes i més grosses que la resta. 

Quan d'un núvol molecular en surt més d'una estrella, aquestes poden quedar com un sistema estel·lar binari, ja que es mantenen girant al voltant d'un centre de gravetat comú. Aquests sistemes poden comptar amb més d'una estrella i ser ternaris o quaternaris.

L'equilibri hidroestàtic és fonamental en la formació d'estrelles

Les estrelles mitjanament massives de la seqüència principal (taronges, grogues i blanques amb una massa entre 0,5 i 8 masses solars) tenen inicialment diferents mides segons la quantitat de massa obtinguda al néixer. El Sol es considera una estrella groga de massa mitjana tirant a petita. Un altre cop les més calentes seran més grosses que les més fredes. El 90% de la seva vida la passen en la seqüència principal, fins que l'hidrogen comença a esgotar-se i l'equilibri es perd. En aquest punt una estrella surt de la seqüència principal. Aquestes estrelles tindran totes el mateix destí.

A mesura que l'hidrogen s'esgota, la gravetat és capaç de vèncer la força de l'energia generada. El nucli es contrau per augmentar la seva temperatura i començar a fusionar, en aquest cas, heli. Així intentarà recuperar l'equilibri hidroestàtic i suportar la gravetat que la intenta comprimir. Mentrestant, les capes externes s'expandeixen perquè cada cop la gravetat del nucli les atrapa menys i l'estrella s'infla i es fa molt més grossa. Aquestes capes es refreden canviant la temperatura i color superficials. Ara l'estrella es veurà taronja fins a convertir-se en una geganta vermella. 

L'heli continua fusionant-se formant carboni i, mentre el nucli es fa més dens, les capes externes s'expandeixen més. Quan l'heli s'esgota, aquestes capes ja no senten cap mena d'atracció gravitatòria cap al nucli i s'han transformat en núvols de gasos anomenats nebulosa planetària. Pel que fa al nucli, s'ha convertit en una nana blanca. Aquesta nana blanca és força calenta, però ja no genera cap reacció nuclear. La seva mida és similar a la Terra o una mica més grossa.

Nebulosa planetària NGC 2440 creada per una estrella similar al Sol. Al centre es pot percebre la nana blanca.

Bilions d'anys després, la nana blanca es refredarà per si sola fins a convertir-se en una nana negra, un cos sòlid format principalment de carboni incapaç d'emetre radiació. Com que l'univers encara és massa "jove", sembla que no hi ha hagut temps per generar nanes negres i les estrelles no gaire massives que han arribat al final de la seva vida continuen sent nanes blanques. Per això aquesta fase final entra dins de la teoria científica i no s'ha pogut comprovar.

A més, cal saber que aquestes nanes blanques poden tenir diferents temperatures. Les calentes són en realitat blaves. Però sense font d'energia totes es refredaran canviant de color fins a ser nanes negres. El terme, per tant, es genèric per als romanents d'aquestes estrelles mitjanament massives.

Les estrelles poc massives (amb masses per sota de 0,5 masses solars) les anomenem nanes vermelles. Són, i de bon tros, les més nombroses de l'univers. Es calcula que el 70% de les estrelles de la nostra galàxia són nanes vermelles. Un cas seria Proxima Centauri, l'estrella més propera al Sol. No se sap exactament què passarà amb elles perquè la seva combustió és tan lenta que poden viure desenes de milers de milions d'anys, fins a cent vegades més que el Sol. Per tant, de nou l'edat de l'univers fa que una nana vermella no hagi tingut temps d'envellir, sortir de la seqüència principal i convertir-se en una altra cosa. La teoria científica diu que quan una nana vermella comenci a esgotar l'hidrogen no tindrà prou massa per generar la temperatura ideal per fusionar heli i convertir-lo en carboni. Així que es creu que es comprimirà fins a formar una nana blava molt calenta que, al refredar-se, es transformarà en una nana blanca composta principalment d'heli. 

Les estrelles pràcticament gens massives (amb masses extremadament petites) són en realitat protoestrelles que no van ser capaces d'engegar la fusió nuclear dins seu i s'han convertit en cossos sòlids i opacs que no poden emetre cap llum visible ni calor. Els científics parlen d'elles com objectes a mig camí entre una estrella i un planeta i les anomenen nanes marrons.

Les estrelles molt massives (amb més de 8 masses solars) neixen molt grosses i calentes i són blaves blanquinoses o blaves. També passen la major part de la seva vida a la seqüència principal, tot i que és una vida molt més curta que la de les estrelles menys massives, si fa no fa, d'uns milions d'anys o desenes de milions a tot estirar. Això és perquè com més massiva sigui una estrella més calenta serà i més ràpid fusionarà l'hidrogen, encara que en tingui una quantitat immensa, ja que l'acceleració en la crema de combustible augmentarà de forma exponencial.

Quan una estrella massiva comença a esgotar l'hidrogen, en un principi passarà per una fase similar a les estrelles menys massives. Iniciarà la fusió d'heli mentre s'expandeix i la temperatura exterior es refreda. Però abans de ser una supergeganta o hipergeganta vermella, passarà per altres fases canviant de color progressivament i mostrant-se com a geganta o supergeganta groga o taronja. Això vol dir que hi ha estrelles molt grosses i amb temperatures relativament fredes fora de la seqüència principal. Tot i que se'n coneixen casos, són estrelles poc comunes actualment. Això es deu al fet que les estrelles molt massives no són gaire nombroses i és més difícil enxampar-les en determinades fases d'envelliment.

També pot passar que quan comença a cremar heli i expandir-se pugui mantenir la temperatura exterior tan alta que encara la veiem blava. Aquestes són supergegantes blaves fora de la seqüència principal que també acabaran tard o d'hora sent hipergegantes vermelles. Les hipergegantes vermelles són les estrelles més grosses de l'univers.

Ara bé, les estrelles molt massives no s'aturen quan acaben l'heli. El nucli pot tornar a contraure's fins a assolir una temperatura tan alta que poden fusionar el carboni i altres elements com neó, silici i ferro. Així intenten lluitar contra la gravetat que les vol col·lapsar. Però la fusió nuclear termina amb el ferro, ja que aquest element requereix una quantitat d'energia més gran que la que s'obté de la seva fusió. Com que ja no es poden generar més reaccions nuclears, l'estrella col·lapsa pel poder de la gravetat que genera i esclata expulsant violentament les capes exteriors en forma de supernova. Les supernoves generen milions de vegades més lluminositat que la que tenia originalment l'estrella, fins al punt d'il·luminar tota la galàxia on es troba. Són les explosions més grans i espectaculars de l'univers. A més, poden originar noves protoestrelles i planetes. 

Romanent de supernova anomenada Cassiopea A. És la més propera que coneixem, a uns 11.000 anys llum de distància.

En alguns casos, depenent de la massa i la composició química, una supergeganta vermella aconsegueix recuperar les capes externes i retornar a una alta temperatura superficial en forma de geganta blava mentre fusiona elements pesants al nucli. Però durarà poc temps i el col·lapse serà més sobtat davant la manca definitiva de combustible sense haver de tornar a ser supergeganta vermella. Algunes estrelles extremadament massives també poden envellir d'una forma tan accelerada que ni tan sols tenen temps de convertir-se en una hipergeganta vermella abans de la supernova.

Quan l'estrella explota en forma de supernova, els àtoms del nucli compost principalment de ferro es desintegren i els protons i electrons es fusionen convertint-se en neutrons. Així el nucli es converteix en una estrella de neutrons molt densa només d'uns 20 km de diàmetre. 

Si aquesta estrella de neutrons no supera les 2 masses solars, només evolucionarà si ha quedat amb un camp magnètic molt intens. Aleshores començarà a girar a gran velocitat emetent polsos regulars de radiació com si fossin espurnejos. A aquesta estrella de neutrons li diem púlsar. La seva velocitat de gir pot superar a la d'una batedora de casa.

Representació artística d'un púlsar

Ara bé, si la massa de l'estrella de neutrons supera les 2 masses solars, continuarà acumulant material i col·lapsarà encara més fins a quedar comprimida en un sol punt de densitat infinita: un forat negre

Algunes estrelles també molt massives poden formar les anomenades estrelles de Wolf-Rayet, que perden ràpidament les seves capes exteriors pels intensos vents estel·lars que generen mentre formen enormes nebuloses abans de produir-se la supernova. Només una de cada 100 milions d'estrelles compleixen amb les condicions per ser una Wolf-Rayet. Acostumen a estar acompanyades d'una estrella de neutrons, un forat negre o una altra estrella igual que elles.

Un altre tipus d'astre exòtic que es pot formar en la fase d'envelliment d'una estrella supermassiva és l'estrella variable lluminosa blava. Presenta variacions imprevisibles i sobtades en la seva temperatura de color, tot i que sempre tendeix al blau i al violeta. Genera enormes erupcions que a vegades s'han confós amb supernoves. Els seus pics de radiació les converteixen en les estrelles més lluminoses conegudes. Tot i que no és gaire clar el perquè del seu comportament, també acabarà esclatant al final de la seva vida.

Les estrelles Wolf-Rayet i les variables lluminoses blaves són les més massives i lluminoses que es coneixen. Cal dir que en casos la supernova que es produeix podria ser fins a 10 vegades més potent del normal i per això rep el nom d'hipernova. Una estrella capaç de generar una hipernova acabarà sens dubte convertida directament en un forat negre.

El Sol comparat amb altres estrelles del sistema solar.
El Sol és una estrella molt petita en comparació amb altres estrelles de la nostra Via Làctia

RESUM

Com hem vist, segons la massa d'una estrella i la seva composició química, la seva fase d'envelliment fora de la seqüència principal pot ser diferent en cada cas. Les estrelles menys massives són més previsibles i passen sempre per la fase de geganta vermella, nebulosa planetària i el romanent anomenat nana blanca.

En el cas de les estrelles molt massives, el procés d'envelliment pot ser més variable, encara que la majoria passaran per la fase de supergeganta groga i supergeganta o hipergeganta vermella. La seva mort sol ser en forma de supernova, mentre que el resultat final pot ser una estrella de neutrons o un forat negre.

Cal no confondre els forats negres que es creen amb la mort d'una estrella molt massiva amb els forats negres que hi ha al centre de les galàxies. Aquests últims són molt més grans i potents i poden tenir milions de masses solars. El seu origen no és clar.

Naixement i evolució de les estrelles.
Quan neix una estrella, pot seguir diferents camins segons la massa que hagi assolit

Les entrades més populars de la darrera setmana

La Guerra dels Segadors

La romanització de Catalunya

Els cavallers medievals

Com es va unificar Alemanya?

Els grecs