Evolució estel·lar
seqüència de canvis que una estrella experimenta al llarg de la seva existència / From Wikipedia, the free encyclopedia
En astronomia, es denomina evolució estel·lar la seqüència de canvis que una estrella experimenta al llarg de la seva existència. Durant molt de temps, es va pensar que les estrelles eren enormes boles de foc perpetu. En el segle xix, apareixen les primeres teories científiques sobre l'origen de la seva energia: lord Kelvin i Helmholtz van proposar que les estrelles extreien la seva energia de la gravetat, contraient-se gradualment. Però aquest mecanisme hauria permès mantenir la lluminositat del Sol durant únicament unes desenes de milions d'anys, cosa que no concordava amb l'edat de la Terra mesurada pels geòlegs, que ja llavors s'estimava en diversos milers de milions d'anys. Aquesta discordança va dur a la recerca d'una font d'energia distinta de la gravetat i, en l'any 1920, sir Arthur Eddington va proposar l'energia nuclear com a alternativa. Avui dia, sabem que la vida de les estrelles està regida per aquests processos nuclears i que les fases que travessen des de la seva formació fins a la seva mort dependran de les taxes dels diferents tipus de reaccions nuclears i de com l'estrella reaccioni davant els canvis que s'hi produeixen en variar la seva temperatura i composició internes. Així doncs, l'evolució estel·lar pot descriure's com una batalla entre dues forces: la gravitatòria, que des de la formació d'una estrella a partir d'un núvol de gas tendeix a comprimir-la i a conduir-la al col·lapse gravitatori, i la nuclear, que tendeix a oposar-se a aquesta contracció generant energia per mitjà de reaccions nuclears. Encara que finalment el guanyador d'aquesta batalla és la gravetat (ja que, en algun moment, l'estrella no tindrà més combustible nuclear a emprar), l'evolució de l'estrella dependrà, fonamentalment, de la seva massa inicial i, en segon lloc, de la seva metal·licitat i la seva velocitat de rotació, així com de la presència d'estrelles companyes properes. Per a una estrella de metal·licitat solar, baixa velocitat de rotació i sense companyes properes, les fases per les quals travessa són les següents:[1][2]
Rang de masses | Fases evolutives | Destí final | |||||||||||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Massa baixa: | M | 0,5 MSol | PSP | SP | SubG | GV | ¿NP?+EB | ||||||||||||
Massa intermèdia: | 0,5 MSol | M | 9 MSol | PSP | SP | SubG | GV | AV/BH | BAG | NP+EB | |||||||||
Massa elevada: | 9 MSol | M | 30 MSol | PSP | SP | SGB | SGG | SGV | SN+EN | ||||||||||
Massa molt elevada: | 30 MSol | M | PSP | SP | SGB | VLB | WR | SN/ERG+AN |
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 de les gegants
- 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 una estrella compacta:
- EB: nana blanca
- EN: estrella de neutrons
- AN: forat negre
Les fases i els valors límit de les masses entre els diferents tipus de possibles evolucions depenen de la metal·licitat, velocitat de rotació i presència de companyes. Així, per exemple, algunes estrelles de massa baixa o intermèdia amb una companya propera o algunes estrelles molt massives i de baixa metal·licitat poden acabar la seva vida destruint-se per complet sense deixar cap deixalla (romanent estel·lar).
L'estudi de l'evolució estel·lar està condicionat per les seves escales temporals, gairebé sempre molt superiors a la d'una vida humana. Per això, no s'analitza el cicle de vida de cada estrella individualment, sinó que és necessari realitzar observacions de moltes d'aquestes, cadascuna en un punt distint de la seva evolució, a manera d'instantànies d'aquest procés. En aquest aspecte, és fonamental l'estudi de cúmuls estel·lars, els quals constitueixen una col·lecció d'estrelles d'edat i metal·licitat similars, però amb un ampli rang de masses. Aquests estudis s'han de comparar amb models teòrics i simulacions numèriques de l'estructura estel·lar.