Com es calcula l'edat d'una estrella?

Clic per engrandir. Una estrella petita acostuma a acabar la seva vida com a nana blanca quan
ha consumit tot el seu hidrogen i heli. Aquí, la constel·lació del Cigne. Crèdit: ESA

Si tenim una idea bastant precisa de l'edat del nostre Sol, és molt menys cert per a les altres estrelles. Per estimar la seva edat, els astrònoms es basen en pistes indirectes com la lluminositat i la massa, i les comparen amb models teòrics.

 

VÍDEO: Podeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del vídeo. Les estrelles es formen a la vora d'un "forat a la matèria". A les constel·lacions de Taure i Perseu, els astrònoms identifiquen dues regions de formació estel·lar. Regions que semblen tocar-se. Un efecte de perspectiva, perquè les imatges en 3D d'aquestes regions ara mostren que estan allunyades. Separades per una cavitat, una mena de "forat de material" obert. Segons els investigadors, aquest hauria estat excavat per l'explosió colossal d'una supernova fa 10 milions d'anys. Les restes d'aquesta explosió formaven precisament els núvols de Taure i Perseu. Crèdit: Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian.

Es calcula que el Sol té uns 4.570 milions d'anys. Aquesta valoració es va poder obtenir gràcies a la datació de meteorits que contenen petites inclusions que es van formar al disc protoplanetari poc després del naixement de la nostra estrella. Coneixent la velocitat de desintegració dels isòtops presents en aquestes inclusions, podem valorar així l'edat del Sol. 

Aquest mètode, malauradament, no és aplicable a altres estrelles, ja que no tenim meteorits que ens puguin proporcionar mostres de matèria primitiva. Per tant, els astrònoms recorren a mètodes més indirectes. Bàsicament, implica modelar els canvis en l'estructura interna de l'estrella, així com la seva aparença i composició externa, i després comparar-los amb els resultats de les observacions per deduir l'etapa del cicle vital.

Una precisió de l'ordre... de mil milions d'anys

Excepte que aquest mètode és molt imperfecte. Algunes estrelles massives, per exemple, moriran joves, mentre que altres més petites cremaran el seu hidrogen més lentament. A més, les característiques d'una estrella evolucionen molt i molt lentament. Durant els darrers mil milions d'anys, la temperatura superficial i la lluminositat del nostre Sol, per exemple, només han augmentat unS 20°K i un 10% respectivament, explica Laurent Piau, col·laborador científic de la Universitat Lliure de Brussel·les. "L'edat d'una estrella aïllada i de poca massa, com el Sol, no es pot determinar per tant, amb una precisió molt superior als mil milions d'anys".

 Clic per engrandir. Es calcula que les Plèiades, un cúmul estel·lar a uns 360 anys llum de distància,
es van formar fa entre 50 i 60 milions d'anys. Crèdit: Antonio Fernández-Sánchez.

El diagrama Hertzsprung-Russell

Per a les estrelles en cúmuls, afortunadament hi ha un altre mètode basat en la correlació entre la temperatura i la lluminositat de l'estrella. A principis del segle XX, dos astrònoms, Ejnar Hertzsprung i Henry Norris Russell, van tenir la idea de dibuixar un diagrama que representés la temperatura de les estrelles segons la seva lluminositat. Això dóna lloc a un patró diagonal que va des d'estrelles fredes i tènues fins a estrelles calentes i brillants. Quan una estrella s'allunya d'aquesta diagonal, és senyal que s'està refredant mentre conserva la seva lluminositat, una fase que indica que està en procés de transformació en una gegant vermella. Tanmateix, aquest mètode només és vàlid per a estrelles dins d'un cúmul que tenen més o menys la mateixa edat i, per tant, s'extingeixen en ordre de massa decreixent. 

Clic per engrandir. El diagrama Hertzsprung-Russell mostra una concentració de cúmuls
estel·lars al llarg d'una diagonal principal on la temperatura de les estrelles es correlaciona
amb la seva lluminositat. Crèdit: Richard Powell, Viquipèdia

Llei de Skumanich

Al 1972, l'astrònom Andrew Skumanich va descobrir que els cúmuls estel·lars joves tendeixen a girar més ràpidament que els seus homòlegs més antics. De fet, les estrelles que giren més ràpid perden més massa i per tant, mostren un alentiment més pronunciat de la seva velocitat de rotació. Andrew Skumanich va proposar així una equació senzilla per estimar l'edat d'una estrella: velocitat de rotació = Ωe  t -1⁄2, on Ωe és la velocitat angular a l'equador i t l'edat de l'estrella. Tanmateix, aquest mètode només és vàlid per a estrelles més joves que el Sol: les més velles no frenen quan arriben a una certa edat, al contrari conserven una velocitat de rotació constant. 

Tanmateix, aquests mètodes no són 100% fiables i depenen especialment dels moviments convectius dins de l'estrella que són molt difícils de modelar. El 2019, quan la brillantor de l'estrella gegant vermella Betelgeuse es va esvair, els astrònoms no van poder dir si només era una fase transitòria o si la seva explosió de supernova era imminent. Més enllà de la curiositat científica, determinar l'edat de les estrelles ens pot ajudar a entendre millor el cicle de vida estel·lar i, fins i tot, a cercar millor la vida extraterrestre.

 

Ho he vist aquí.