3/7/08

Evolució i variabilitat de les estrelles.

Quan les estrelles es troben a la seqüència principal i esgoten el seu combustible, hi ha una variabilitat de la temperatura i la lluminositat que depèn exclusivament de la massa inicial de formació de l'estrella.
Els noms de les fases són:
PSP: Preseqüència principal
SP: Seqüència principal
SubG: Subgegant GV: Gegant vermella AV: Agrupament vermell BH: branca horitzontal BAG: Branca asimptòtica gegant SGB: Supergegant blava SGG: Supergegant groga SGV: Supergegant vermella
WR: Estrella Wolf-Rayet VLB: Variable lluminosa blava
Una estrella pot morir en forma de: NP: Nebulosa planetària SN: Supernova ERG: Esclat de raigs gamma i deixar un Estrella compacta: EB: Nana blanca EN: Estrella de neutrons AN: Forat negre


Evolució i últims estadis de les estrelles grans.

Estrelles grans: La massa d’aquestes estrelles va entre 10 i 100 vegades masses solars. En estrelles grans l’etapa final és molt violenta on es produeix una forta explosió en forma de supernova. L’ implosió és tant forta que es produeix una singularitat anomenada forat negre desprenent a l’exterior el 80% de la massa de l’estrella.

En un forat negre el camp gravitatori és enormement elevat tendint a l’infinit sense deixar escapar la llum. A 1,5 vegades el radi de Schwarchild hi ha l’esfera de llum. Per sota d’aquest radi hi ha l’horitzó d’esdeveniments on hi ha una distorsió espai-temps.

Si un forat negre té una estrella companya, atrau matèria tot formant un disc d’acreció. En aquest procés es produeix una zona privilegiada on s’expulsa matèria a l’exterior (anomenat xorro o jet). Quan hi ha un forat negre usualment és el nucli actiu d’una galàxia. Quan l’eix d’expulsió de matèria estar alineat amb nosaltres diem que es tracta d’un blàzar.



Evolució i últims estadis de les estrelles mitjanes.

Estrelles mitjanes: La massa d’aquestes estrelles va entre 4 i 10 masses solars aproximadament. Les estrelles mitjanes tenen un final violent i imprevisible anomenat supernova. Quan s’esgota el combustible es produeix una forta explosió que expulsa un 70% de la massa de l’estrella. En l’ona de xoc es destrueixen tots els nuclis que s’havien format per fusió d’aquesta estrella (Heli, Carbó, Oxigen, Silici, Ferro), ara bé els nucleons es tornen a recombinar formant tots els elements de la taula periòdica que enriquirà la nebulosa que quedarà com a resultat de l’explosió. Les estrelles que neixin en aquesta nebulosa seran com a mínim de segona generació i formaran la població I, amb la possibilitat de formar planetes ja que hi haurà pols enriquida en diversos elements. El nucli resultant estarà format bàsicament de neutrons produint un fort camp magnètic. Els camps magnètics tenen uneix de simetria que és un lloc privilegiat per l’emissió de partícules. Si a més el camp magnètic no el tenim alineat amb l’eix de rotació, es comporta com un far il·luminant per els dos eixos magnètics. Aquesta estrella de neutrons l’anomenarem púlsar.

Els neutrons estan formats per tres quarks, un quark up i dos quarks down. Els quarks lliures no s’han detectat mai, sempre es troben en grups de tres barions o en grups de tres antiquarks. També els trobem en parelles quark-antiquark formant mesons. Hi ha la teoria que quan una estrella de neutrons es debilita degut al colapsament, els quarks es poden moure lliurament i es converteix en una estrella de quarks.

Evolució i últims estadis de les estrelles petites.

Estrelles petites: La massa d’aquestes estrelles va entre 0,1 i 4 vegades la massa solar. Com es pot apreciar 0,1 és límit inferior i per sota d’aquesta massa l’astre seria una mescla entre estrella i planeta anomenat nana marró. El nostre Sol es trobaria dins la categoria d’estrelles petites. Quan les estrelles petites esgoten l’hidrogen que les manté en equilibri, realitzen un procés lent i gradual d’expansió fins a convertir-se en una gegant vermella. Tot seguit es desprenen les capes externes de manera que la massa de l’estrella queda reduïda entre un 30% i un 70%. En el centre queda una nana blanca. Les capes de matèria expulsades formen les boniques nebuloses planetàries. Aquest procés pot ser altament simètric però de vegades es pot apreciar alguna asimetria. El final d’una nana blanca serà una nana negre, que de fet es produeix quan el nucli ha perdut l’energia calorífica causada per la gravitació. La gravitació fa contraure el nucli, però la força repulsiva dels electrons atura el procés. Si una nana blanca forma part d’un sistema binari, aquest roba matèria de l’estrella companya de tal manera que quan la nana blanca arriba a tenir 1,4 masses solars (límit de Chandrasekhar), el nucli deixa de ser estable i es produeix una supernova de tipus Ia. Aquest tipus de supernova esclaten totes de la mateixa manera i són una eina molt útil a l’hora de mesurar distàncies en l’univers. També ens podem trobar el cas de dos nanes blanques formant un sistema binari. En aquest cas es produeix un intens camp de radiacions gravitatòries que fan que acabin colapsant en una de sola provocant una violenta explosió GRB (Gamma Ray Burst o explosions de raigs gamma).