Dossier. Estrelles: Evolució i mort de les estrelles

Contràriament a les aparences, no totes les estrelles que pinten un bonic cel nocturn són iguals. Les estrelles formen una gran família, formada per elements de característiques molt variables d'un cas a un altre. Si tot això pot semblar complex a primera vista, podem entendre aquesta diversitat a grans trets a partir d'unes quantes consideracions físiques.

Clic per engrandir. Nebulosa Planetària Hèlix (NGC 7293). Crèdit: NASA, NOAO, ESA, l'equip de la nebulosa de l'hèlix del Hubble, M. Meixner (STScI i TA Rector (NRAO).

Quines lliçons podem aprendre d'aquesta classificació, a part de la relació amb la mida i la temperatura superficial? De fet, aquesta diversitat en l'aparença de les estrelles es pot explicar a grans trets per dues característiques de l'estrella: la seva massa i la seva edat. Com més massiva sigui l'estrella, més calenta serà, i per tant blava.  

Això està lligat a la font d'energia de les estrelles: la fusió nuclear, que al cor de l'estrella transforma quatre àtoms d'hidrogen en un d'heli, alliberant una gran quantitat d'energia en el procés.

L'equilibri d'una estrella

Aquestes reaccions de fusió seran tant més ràpides com la pressió i la temperatura central de l'estrella siguin elevades. Tanmateix, com més massiva sigui l'estrella, més comprimirà el nucli per tota la massa de l'estrella que tendeix a concentrar-se al centre sota l'efecte de la seva pròpia atracció gravitatòria. Per contrarestar aquesta atracció gravitatòria, la pressió augmenta: s'estableix un equilibri entre pressió i gravetat, equilibri que fixarà (en una primera aproximació) la mida de l'estrella. Si la pressió augmenta, també ho fa la temperatura (que s'ha de comprovar amb una bomba de bicicleta per exemple), així com la producció d'energia, que al seu torn aporta encara més calor a l'estrella. Aquí, de manera simplificada, que explica els "colors" de les estrelles segons la seva massa.

Clic per engrandir. Evolució i mort dels estels: Diagrama de Hertzsprung-Russell (lluminositat en funció de la temperatura) que mostra la distribució dels estels segons la seva massa i edat. Crèdit: R. Powell 

Tanmateix, per a la mateixa massa inicial, una estrella pot variar de mida durant la seva evolució. En qualsevol estrella, arriba un moment en què el combustible (hidrogen) s'acaba (s'ha convertit en heli). Es produeix una profunda transformació de l'estrella. La combustió nuclear al centre de l'estrella s'atura per falta de combustible però s'encén en capes menys profundes, que s'han fet prou calentes.

Clic per engrandir. Evolució i mort dels estels: una altra versió del diagrama HR (Hertzsprung-Russell).

La mort d'una estrella

Llavors, l'estrella s'inflarà de manera desproporcionada i arribarà a l'estadi de gegant vermella (perquè durant aquesta expansió, la temperatura superficial disminueix). Aleshores es presentaran diversos casos, depenent de la massa inicial de l'estrella. Poc massiva, l'estrella acabarà expulsant les seves capes externes, deixant al descobert el cor de l'estrella encara calenta: estarem davant d'una nana blanca. Altres estrelles més massives encendran altres reaccions de fusió nuclear al seu centre: l'heli es transformarà en carboni, nitrogen, oxigen, i després en elements encara més complexos (silici, ferro, etc.). Aquestes reaccions aportaran energia a l'estrella durant un període força curt en comparació amb el període en què va treure la seva energia de l'hidrogen. Per a les estrelles que no són massa massives, això proporciona un descans abans del cessament final de les reaccions nuclears i una contracció i després un refredament ineluctable que passa per l'etapa de nana blanca.  

En el cas d'estrelles prou massives, l'estrella acabarà implosionant sota l'efecte de la seva pròpia gravetat (i donarà lloc a una supernova, un dels fenòmens més espectaculars de l'Univers) per manca d'energia per oposar-se a l'aixafament per la seva pròpia massa. Això donarà lloc a una estrella de neutrons (púlsar) o un forat negre, cadàvers estel·lars com nanes blanques (que a més s'ennegriran a mesura que es refredin amb el temps).

Són, doncs, aquestes estrelles massives les que acaben esclatant propagant-se al medi interestel·lar àtoms d'oxigen, carboni i altres elements que després formaran planetes al voltant d'estrelles de nova creació. Així que la nostra Terra i nosaltres mateixos som pols d'estrelles, com sovint han dit Hubert Reeves i altres astrofísics.

Clic per engrandir. La mort de les estrelles: Vista de nebulosa planetària, que malgrat el seu nom no té res a veure amb un planeta sinó que és el resultat de l'expulsió d'una estrella de les seves capes superficials al final de la seva vida. Crèdit: NASA, domini públic

Veure:

Capítol anterior: Estrelles: No totes les estrelles són iguals
Capítol següent: Durada de la vida de les estrelles (en preparació).

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M92

Clic per engrandir. Messier M92. Crèdit imatge: Adam Block/Mount Lemmon
SkyCenter/University of Arizona

Descobert per Johann Elert Bode el 1777.

El cúmul globular M92 és un dels descobriments originals de Johann Elert Bode, qui el va trobar el 27 de desembre de 1777. Charles Messier el va redescobrir de manera independent i el va catalogar el 18 de Març de 1781, el mateix dia en què va catalogar altres 8 objectes, tots ells pertanyents al Cúmul de Galàxies de Verge (M84-M91). Va ser William Herschel qui primer va aconseguir resoldre-ho en estrelles el 1783.

D'acord amb les dades més recents, M92 es troba a uns 26.000 anys llum, només una mica més que la seva brillant veïna aparent M13. A partir del seu diagrama HR (o Diagrama CM), ha de ser una mica més jove que M13 ja que el seu punt de sortida està desplaçat cap a l'extrem blau i brillant. Una estimació semi-recent de l'edat de M92 li dóna un valor d'uns 16 mil milions d'anys (en tot cas més de 14 mil milions d'anys), com es pot veure, per exemple, en el diagrama de Sky & Telescope, gener 1996, pàg. 22 (text a la pàg. 20). No obstant això, aquest valor està ara en discussió per les modificacions generals de l'escala de distàncies de l'univers, a conseqüència de les mesures del satèl·lit astromètric de la ESA Hipparcos: aquests resultats suggereixen que M92, com molts altres cúmuls globulars, deu estar un 10 per cent més llunyà; per tant, la brillantor intrínseca de les seves estrelles serà un 20% més alta. Tenint en compte les variades relacions que tan importants són per a comprendre l'estructura i evolució estel·lars, han de ser aproximadament un 15% més joves, en una primera estimació a ull (o sigui entre 12 i 14 mil milions d'anys). Per M92, la base de dades de cúmuls globulars de W.E. Harris llista el valor lleugerament diferent de 26.700 (abans 26.100) anys llum, d'aquí que el valor assenyalat encara segueix sent vàlid.

M92 és un objecte esplèndid, visible a simple vista sota molt bones condicions i una peça destacable per a localitzar amb qualsevol òptica. És només lleugerament menys brillant que M13 però s'estén 1/3 menys: la seva extensió angular de 14,0' es correspon amb un diàmetre real de 109 anys llum, i la seva massa s'estima en més de 333.000 sols.

Només s'han descobert unes 16 variables en aquest cúmul, de les que 14 són del tipus RR Lyrae, i una d'elles és de les escassíssimes (en cúmuls globulars) binàries eclipsants, del tipus W Ursae Majoris. Encara Burnham diu que no es coneix bé el motiu pel qual les binàries eclipsants siguin tan rares en els globulars, aquest autor considera evident una resposta senzilla: en aquests densos aglomerats estel·lars, les trobades properes tenen lloc amb freqüència, de manera que aquests sistemes binaris es veuran alterats, i amb el temps destruïts.

M92 s'acosta a nosaltres a 112 km/seg.

Una interessant curiositat de M92: com indiquen les seves coordenades eclíptiques, Longitud=249,9 graus, Latitud=65,9 graus, el Pol Nord Celeste en ocasions passa a menys de 1 grau d'aquest cúmul, seguint el període de la precessió de l'eix de la Terra (uns 25.800 anys). Per tant, aquest cúmul arribarà a ser una "Polarissima Borealis", o "Cúmul Nord" d'aquí a uns 14.000 anys (cap al 16.000 dC), i ho va ser fa 12.000 anys (10.000 AC).

M92 al web del SEDS

Índex del Catàleg Messier del blog