Des del planeta Terra, es poden veure quantitats de estrelles il·luminant el cel. És un bonic adorn natural i una creació divina. Llumeres per il·luminar el camí. La paraula estrella com a tal prové del llatí: stella. El significat d'estrella és que es tracta d'una esfera lluminosa de plasma, que manté la forma gràcies a la gravetat que manté. El nostre planeta té una estrella propera i és el Sol.
Tot i això, altres estrelles també són visibles a simple vista des de la Terra durant la nit, apareixent com una diversitat de punts lluminosos que es mantenen fixos al cel a causa de la immensa distància que tenen les mateixes. A nivell històric, les estrelles més prominents van ser agrupades en constel·lacions i asterismes . A més d'això, les estrelles més brillants van passar a denominar-se amb noms propis, com l'Estrella Polar.
Equips científics i d'astrònoms han compilat un extensiu catàleg d'estrelles . Això és el que proporciona a les estrelles designacions d'estàndards per a cadascuna. El que passa és que la majoria de les estrelles a l'Univers, encara les que estan fora de la nostra galàxia, la Via Làctia, són invisibles a simple vista des de la Terra. Fins i tot la majoria són invisibles des del nostre planeta, encara que intentin observar-se a través dels telescopis més potents.
Quant a la porció de vida d'una estrella , almenys la mateixa brilla a causa de la fusió termonuclear de l'hidrogen en heli al nucli. D'aquesta manera s'allibera energia que travessa l'interior de l'estrella i després s'irradia cap a l'espai exterior. Quan l'hidrogen al nucli d'una estrella està gairebé esgotat, gairebé tots els elements que són més pesats que l'heli i produïts de forma natural, són creats per nucleosíntesi estel·lar durant la vida de l'estrella.
La vida d'una estrella
És important definir el que és la nucleosíntesi . Es tracta d´un procés mitjançant el qual es formen nous elements químics, aquests nous elements són formats a partir de reaccions atòmiques. La nucleosíntesi es duu a terme a l'interior de les estrelles i també durant les explosions de supernoves. Lentament l'hidrogen i l'heli es converteixen en àtoms més pesats, cosa que és crucial en l' astronomia bàsica.
En alguns casos i no sempre, les estrelles per nucleosíntesi de supernoves tenen lloc quan exploten. En acabar la seva vida, una estrella també pot contenir matèria degenerada . Els astrònoms poden determinar la massa, l'edat, la metal·licitat (composició química), i moltes altres propietats d'una estrella mitjançant l'observació del seu moviment a través de l'espai, la lluminositat i l'espectre, respectivament.
Les estrelles refereixen la seva massa total com el principal determinant de la seva evolució i també del seu destí final . Altres característiques d'una estrella, incloent-hi el diàmetre i la temperatura, canvien al llarg de la seva vida, mentre que l'entorn d'una estrella afecta la rotació i el moviment.
Per determinar l'edat i l'estat evolutiu d'una estrella, hi ha una gràfica de dispersió de moltes estrelles que fan referència a la seva lluminositat, magnitud absoluta, temperatura superficial i tipus espectral. Aquesta gràfica o esquema és el que es coneix també com el diagrama d'Hertzsprung-Russell o de forma abreujada, Diagrama HR. Per conèixer més sobre les constel·lacions, pots visitar constel·lacions australs.
Un col·lapse gravitacional
La història d'una estrella comença amb el col·lapse gravitacional d'una gasosa nebulosa de material compost principalment d'hidrogen, juntament amb heli i traces d'elements més pesants. És així com inicia la vida d'un estel, quan el nucli estel·lar és prou dens, l'hidrogen comença a convertir-se en heli a través de la fusió nuclear. D'aquesta manera s'allibera energia durant el procés de naixement, un fenomen que és rellevant en la recerca de vida a l'espai.
Després d'aquest col·lapse gravitacional, les restes de l'interior de l'estrella són les que porten l' energia fora del nucli . Això passa a través d'una sèrie combinatòria de processos de radiació i convecció. A més, la pressió interna de l'estrella evita col·lapsar-se encara més, sota la seva gravetat. Després, quan s'esgota el combustible d'hidrogen al nucli, una estrella amb almenys 0,4 vegades la massa del Sol s'expandeix fins a convertir-se en una geganta vermella quan s'esgota el combustible d'hidrogen al nucli.
D'aquesta manera, és com l'estrella evoluciona fins a una forma degenerada . La mateixa estrella es manté reciclant una porció de la seva matèria al medi interestel·lar, on contribuirà a la formació d'una nova generació d'estrelles. Mentre això passa, el nucli es converteix en un romanent estel·lar: que és una nana blanca, una estrella de neutrons o, si és prou massiva, també en un forat negre. Per a més informació sobre cúmuls estel·lars , pots consultar-ho aquí.
Sistema binaris i multibinaris
Aquests sistemes estel·lars, són els que consisteixen de dues o més estrelles que estan unides gravitacionalment entre si. Són sistemes binaris quan dues estrelles s'uneixen de manera gravitacional; són multibinaris, quan s'uneixen tres estrelles o més. Generalment els estels es mouen una al voltant de l'altra en òrbites estables.
En el moment en què dues estrelles són les que tenen una òrbita relativament propera, és quan la seva interacció gravitatòria pot tenir un impacte significatiu en la seva evolució. Els estels poden formar part d' estructures unides gravitacionalment entre si. I fins i tot, molt més grans, com ara un cúmul estel·lar o una galàxia.
El primer astrònom que va intentar determinar la distribució de les estrelles al cel, va ser William Herschel. Això va passar durant la dècada de 1780, va ser quan va establir una sèrie de mesuradors en 600 direccions i va comptar les estrelles observades al llarg de cada línia de visió. Herschel va deduir que el nombre d'estrelles s'elevava constantment cap a un costat específic del cel, en direcció al nucli de la Via Làctia.
John Herschel, el seu fill, va repetir aquest estudi a l'hemisferi sud i per altra banda, va trobar un augment corresponent en la mateixa direcció. A més dels seus altres èxits, William Herschel també es destaca pel seu descobriment que algunes estrelles no es troben simplement al llarg de la mateixa línia de visió, sinó que també són companys físics que formen sistemes d'estrelles binàries.
Sistema binari
Al segle XIX, específicament l'any 1827, l'investigador Felix Savary va donar la primera solució al problema de derivar una òrbita d' estrelles binàries d'observacions telescòpiques . No obstant això, va ser el segle XX el que va veure avenços cada cop més ràpids en l'estudi científic de les estrelles. Portant amb si la fotografia, recurs que es va convertir en una valuosa eina astronòmica. Per a més sobre la història de l'astronomia, podeu visitar astronomia antiga.
Principalment, l'evolució que es va tenir respecte a la postseqüència de les estrelles binàries, va ser significativament diferent de l'evolució de les estrelles individuals de la mateixa massa. Si les estrelles en un sistema binari són prou properes, quan una de les estrelles s'expandeix per convertir-se en una geganta vermella pot desbordar el lòbul de Roche.
El lòbul de Roche és la regió al voltant d'una estrella on el material està gravitacionalment lligat a aquesta, això és el que porta a la transferència de material a l'altre. Quan es viola el lòbul de Roche, pot resultar en una varietat de fenòmens, incloent-hi binaris de contacte, binaris d'envolupant comú, variables cataclísmiques i supernoves del tipus Ia.
Sistema multibinari
El sistema multibinari és també aquell que és anomenat multiestrelles. Aquest consisteix en dues o més estrelles que estan lligades gravitacionalment i que orbiten entre si. El sistema multibinari està compost per tres o més estrelles. Per raons d'estabilitat orbital, aquests sistemes multiestrelles s'organitzen moltes vegades en conjunts jeràrquics d'estrelles binàries. Per aquesta raó, majoritàriament són anomenats multibinaris.
Clústers estel·lars
D'altra banda, a més dels sistemes binaris i multibinaris d'estrelles, hi ha també grups més grans, anomenats clústers estel·lars . Aquestes van des d'associacions estel·lars soltes amb només unes quantes estrelles, fins a enormes clústers globulars amb centenars de milers d'estrelles. Aquests sistemes orbiten la galàxia d'acollida.
Radiació d'una estrella
A les estrelles, hi ha una energia que produïda és produïda per elles mateixes. Això és producte de la fusió nuclear. Aquesta energia porta a l'espai tant radiació electromagnètica com radiació de partícules. En aquest darrer cas, la de les partícules, és emesa per una estrella i es manifesta com el vent estel·lar que és el que flueix des de les capes externes com a protons carregats elèctricament i partícules alfa i beta. Tot i que gairebé sense massa, també hi ha un flux constant de neutrins que emanen del nucli de l'estrella.
La raó per la qual les estrelles brillen tan intensament, és la producció d'energia al nucli: cada vegada que dos o més nuclis atòmics es fusionen per formar un únic nucli atòmic d'un nou element més pesat, s'alliberen fotons de raigs gamma , producte de la fusió nuclear. Aquesta energia es converteix en altres formes d'energia electromagnètica de menor freqüència, com ara la llum visible, quan arriba a les capes exteriors de l'estrella. Per a una guia més completa sobre el cel nocturn, podeu visitar guia del cel nocturn.
Al moment de fer servir l' espectre estel·lar , els astrònoms podrien determinar amb més precisió la temperatura superficial de les estrelles. A més d'això, pot indagar sobre la gravetat superficial de les mateixes, la metal·licitat que tenen i la velocitat amb què roten a l'espai universal. Si hi ha la distància de l'estrella, tal com mesurant el paral·laxi, llavors es pot derivar la lluminositat de l'estrella també.
A partir de models estel·lars, poden estimar-se a les estrelles, la massa, el radi, la gravetat de la superfície i el període de rotació. Pel que fa a la massa, es pot calcular per a les estrelles en sistemes binaris mesurant les seves velocitats orbitals i les distàncies . S'ha fet servir microlent gravitatòria per mesurar la massa individual de l'estrella. Amb aquests paràmetres, els astrònoms també poden estimar ledat de lestrella.
Lluminositat de les estrelles
Una estrella pot mesurar-ne la lluminositat, depenent de la quantitat de llum que provingui de cadascuna. També a aquest paràmetre se li poden afegir altres formes denergia radiant que irradia per unitat de temps. Cada estrella compta amb unitats de poder. De fet, la lluminositat d'una estrella està determinada pel radi i la temperatura superficial. Moltes estrelles no irradien uniformement a tota la seva superfície.
Un exemple clar de lluminositat és l'estrella de rotació ràpida Vega . Aquest estel té un flux denergia més alt. Això implica la potència per unitat d'àrea que hi ha als seus pols. Aquesta potència es pot ubicar al llarg del seu equador. Les altres estrelles, que tenen una temperatura més baixa i lluminositat, tenen unes taques a la superfície com qualsevol altra. A aquestes se'ls coneixen com a taques estel·lars. En general, les estrelles petites i nanes, com el Sol, tenen taques essencialment sense trets amb només petites taques.
Molt al contrari de la nostra estrella, les estrelles gegants presenten taques estel·lars molt més grans i més evidents i que també exhibeixen un fort enfosquiment dels llimbs estel·lars. Això significa que la brillantor disminueix cap a la vora del disc estel·lar. Les estrelles fulgurant nanes vermelles com ara UV Ceti, poden també posseir prominents taques característiques. Pel que fa al color d'un estel, aquest es determina per la freqüència.
La freqüència que determina el color d'un estel pot ser més intensa de la llum visible. El color també depèn de la temperatura de les capes exteriors de l'estrella, inclosa la seva fotosfera. Però, a més de la llum visible, les estrelles també emeten formes de radiació electromagnètica que són invisibles per a l'ull humà. Fins i tot la radiació electromagnètica estel·lar abasta tot l'espectre electromagnètic, un concepte que també pots explorar en què és l'astronomia.
espectre electromagnètic
Es tracta de la distribució energètica del conjunt de les ones electromagnètiques. El fenomen que s'està esmentant és un objecte que s'anomena espectre electromagnètic . També es pot anomenar simplement espectre a la radiació electromagnètica que emet una substància, que és l'espectre d'emissió; o espectre a la radiació electromagnètica que absorbeix una substància, que és l‟espectre d‟absorció.
Aquest espectre electromagnètic és a l'estrella des de les longituds d'ona més llargues de les ones de ràdio passant per l'infraroig, la llum visible, ultraviolada, fins a les més curtes dels raigs X i els raigs gamma. Des del punt de vista de l' energia total emesa per un estel , no tots els components de la radiació electromagnètica estel·lar són significatius, però totes les freqüències proporcionen una visió de la física de l'estel.
Magnitud d'una estrella
La magnitud aparent d'un estel, és la brillantor aparent de la mateixa de fet, la magnitud aparent és el terme per mitjà del qual s'expressa la mateixa. A més, és una funció de la lluminositat de l'estrella, també determina la distància de la terra, i l'alteració de la llum de l'estrella mentre passa a través de l'atmosfera del nostre planeta. La magnitud intrínseca o absoluta està relacionada directament amb la lluminositat d'una estrella.
En definitiva és la magnitud aparent d'una estrella, la que determina si la distància entre la Terra i l'estrella és de 10 parsecs ( 32,6 anys llum ), que és la que hi ha entre la Terra i la nostra estrella.
H4: Escales per magnitud
A les estrelles, les escales de magnitud aparent i absoluta són unitats logarítmiques. A més d'això, una diferència de nombre enter en magnitud és igual a una variació de brillantor d'aproximadament 2,5 vegades (l'arrel cinquena de cent o aproximadament 2,512). Això significa que una estrella de primera magnitud (+1.00) és aproximadament 2,5 vegades més brillant que una estrella de segona magnitud (+2.00), i unes cent vegades més brillant que una estrella de sisena magnitud (+6.00). Les estrelles més febles visibles a simple vista sota condicions visuals idònies són de magnitud +6.
Com més petit és el nombre de magnitud, més brillant és l'estrella. Això és el que es plasma a les escales, tant de magnitud aparent com absoluta . D'altra banda, molt al contrari d'això, com més gran sigui el nombre de magnitud, més feble serà l'estrella. Les estrelles més brillants, a qualsevol escala, tenen números de magnituds negatives. La variació de brillantor entre dues estrelles es calcula restant el nombre de magnitud de l'estrella més brillant del nombre de magnitud de l'estrella més feble, utilitzant la diferència com a exponent per al número de base 2,512.
Pel que fa tant a distància de l'estrella a la Terra com a lluminositat, la magnitud absoluta d'una estrella (M) i la magnitud aparent (m) no són equivalents. Un exemple és que l'estrella brillant Sirius té una magnitud aparent de -1,44, però té una magnitud absoluta de +1,41.
Pel que fa al Sol, la seva magnitud aparent és de -26,7; tot i això, la seva magnitud absoluta és només de +4,83. Sirià, l'estrella més brillant del cel nocturn, vista des de la Terra, és aproximadament 23 vegades més lluminosa que el Sol. D'altra banda, Canopus , la segona estrella més brillant del cel nocturn té una magnitud absoluta de -5,53. A més, és aproximadament 14,000 vegades més lluminosa que el Sol.
Tot i que Canopus és molt més lumineux que Sirius, aquest últim apareix més brillant que Canopus. La raó d'això, és perquè Sirius és a només 8,6 anys llum de la Terra, mentre que Canopus és molt més lluny, a una distància de 310 anys llum. Per aquesta raó, des de la Terra, Sirius es veu molt més brillant.
Classes d'estrelles
Hi ha molts tipus de classificació de les estrelles, algunes es refereixen a la seva forma, color, lluminositat. Però en aquest cas s'esmentaran algunes classes d'estrelles amb determinants diferents, a això ens referim a la seva agrupació: com ho són les estrelles lligades i les estrelles aïllades, que es desglossaran a continuació. Tot i això, a més d'esmentar aquesta classificació, també és important esmentar la distribució estel·lar.
Estrelles lligades
Una estrella es pot lligar de forma gravitacional les unes amb les altres, d'aquesta manera s'estaran formant sistemes estel·lars binaris, ternaris o agrupacions encara més grans . Una fracció alta de les estrelles del disc de la Via Làctia pertanyen a sistemes binaris. Es calcula que el percentatge és proper al 90% per a estrelles massives i baixa fins al 50% per a estrelles de massa baixa. Pots aprendre més sobre com es formen els cúmuls estel·lars en aquest context.
Algunes vegades, les estrelles poden agrupar-se en grans concentracions que van des de les desenes fins als centenars de milers o fins i tot milions d'estrelles, formant els anomenats cúmuls estel·lars . Aquests cúmuls poden ser deguts a variacions en el camp gravitacional galàctic o bé poden ser fruit de brots de formació estel·lar. El que se sap d'això és que la majoria de les estrelles es formen en grups.
A la Via Làctia, tradicionalment es distingien dos tipus de cúmuls : un dels tipus, són els cúmuls globulars, que són vells, es troben a l'halo i contenen de centenars de milers a milions d'estrelles. El segon tipus, són els cúmuls oberts, que són de formació recent, es troben al disc i contenen un nombre menor d'estrelles. Això ressalta el fet que les estrelles estan organitzades en sistemes complexos, com s'esmenta en moments estel·lars de la humanitat.
Estrelles aïllades
D'altra banda, no totes les estrelles mantenen unions gravitatòries estables. Això implica que algunes, igual que el Sol, viatgen de forma solitària, separant-se molt de l'agrupació estel·lar en què es van formar. Aquestes estrelles aïllades només responen al camp gravitatori global constituït per la superposició dels camps del total d'objectes de la galàxia: forats negres, estrelles, objectes compactes i gas interestel·lar.
Distribució estel·lar
A més de tot allò esmentat, normalment les estrelles no estan distribuïdes uniformement a tot l'Univers. Això passa, malgrat el que pugui semblar a simple vista o que també puguin estar agrupades en galàxies . Una de les formes de tipificar les galàxies amb la galàxia espiral típica, com ho és la nostra Via Làctia. Aquesta conté centenars de milers de milions d'estrelles agrupades, la majoria estan ubicades a l'estret pla galàctic.
A simple vista el cel nocturn terrestre apareix homogeni, això és perquè només és possible observar una regió molt localitzada del pla galàctic . Extrapolant del que s'observa al veïnatge del sistema solar, es pot dir que la major part d'estrelles es concentren al disc galàctic i dins d'aquest en una regió central, el bulb galàctic, que se situa a la constel·lació de Sagitari.
Característiques de l'estrella
És indispensable saber quines són les característiques d'algunes de les estrelles conegudes. No sempre es podrà determinar amb exactitud cadascuna. Les mides són relatives i gairebé tot allò relacionat amb una estrella, està determinat per la seva massa inicial. Això inclou característiques tals com la lluminositat anteriorment esmentada, la mida, la seva evolució, la vida útil i el seu destí final.
diàmetre
La mida de les estrelles varien increïblement de forma àmplia. A causa de la gran distància de la Terra, totes les estrelles excepte el Sol apareixen a simple vista com a punts brillants al cel nocturn. Aquestes titil·len a causa de l' efecte de l'atmosfera que té el nostre planeta Terra. El Sol és també una estrella, però és prou a prop de la Terra per aparèixer al seu lloc com un disc, i per proporcionar la llum del dia.
A més del Sol, l'estrella amb la mida més gran aparent és R Doradus. Aquest estel té un diàmetre angular de només 0,057 segons d'arc. Els discos de la majoria de les estrelles són massa petits en mida angular per ser observats amb els actuals telescopis òptics terrestres , per la qual cosa es requereixen telescopis amb interferòmetre per produir imatges d'aquests objectes. A més, les observacions de l' espai al cinema també ajuden a entendre millor aquest concepte.
Per mesurar la mida angular de les estrelles , també es pot utilitzar una altra tècnica que és a través de l'ocultació. Mitjançant el mesurament exacte de la caiguda de lluentor d'una estrella, que és ocultada per la Lluna (o l'augment de lluentor quan reapareix), es pot calcular el diàmetre angular de l'estrella. Les estrelles varien en grandària anant de les estrelles de neutrons, que varien de 20 a 40 km de diâmetro.
Això pot passar fins a les supergegants com Betelgeuse a la constel·lació d'Orió, que té un diàmetre aproximadament 1.070 vegades el del Sol . S'estima un aproximat d'uns 1.490.171.880 km (925.949.878 mi). Tot i això, Betelgeuse té una densitat molt més baixa que el Sol.
rotació
Les estrelles tenen velocitat de rotació . La velocitat es pot determinar a través del mesurament espectroscòpic, o més exactament determinat pel seguiment de les taques estel·lars. Les estrelles joves poden tenir una rotació de més de 100 km/s a l'equador. Un exemple és que l'estrella de la classe B Achernar té una velocitat equatorial d'uns 225 km/so més.
Això fa que el seu equador sigui llançat cap a fora i li dóna un diàmetre equatorial que és més del 50% més gran que entre els pols. Aquesta velocitat de rotació està just per sota de la velocitat crítica de 300 km/s, velocitat a què l'estrella es trencaria. Per contra, el Sol gira una vegada cada 25 o 35 dies, amb una velocitat equatorial de 1.994 km/s.
D'altra banda, el camp magnètic d'una estrella de seqüència principal i el vent estel·lar serveixen per alentir-ne la rotació en una quantitat significativa, a mesura que evoluciona en la seqüència principal.
Estrelles degenerades
Aquests estels s'han contret en una massa compacta, donant com a resultat una velocitat de rotació ràpida. Tot i això, les estrelles degenerades tenen taxes de rotació relativament baixes en comparació amb el que es podria esperar per la conservació del moment angular. La tendència d'un cos giratori a compensar una contracció de la mida és el que augmenta la velocitat de gir.
A més d'això, gran part del moment angular de l'estrella es dissipa com a resultat de la pèrdua de massa mitjançant el vent estel·lar. Tot i això, la velocitat de rotació d'un polsar pot ser molt ràpida. Un exemple d'això és prémer el cor de la nebulosa del Cranc, que gira 30 vegades per segon. La velocitat de rotació del polsar disminuirà gradualment a causa de l'emissió de radiació.
Temperatura
Una altra de les característiques d'un estel, es tracta de la temperatura superficial , quan és de seqüència principal. Es troba determinada per la velocitat de producció d'energia del nucli i pel radi. Generalment, es calcula a partir de l'índex de color de l'estrella. La temperatura es dóna normalment en termes de temperatura efectiva, que és la temperatura d'un cos negre idealitzat que irradia la seva energia a la mateixa lluminositat per superfície que l'estrella.
D'altra banda, la temperatura a la regió central de les Estrelles és de diversos milions de graus kelvin. La temperatura estel·lar determinarà la velocitat d'ionització de diversos elements, donant lloc a línies d'absorció característiques a l'espectre. La temperatura superficial d'una estrella, juntament amb la magnitud absoluta visual i les característiques d'absorció , s'utilitza per classificar una estrella.
