Evolució estel·lar
El diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R) és un gràfic que relaciona la magnitud absoluta de les estrelles (lluminositat) amb la seva temperatura superficial (color)
D’una banda el diagrama de Hertzsprung mostrava la lluminositat de les estrelles en funció del seu color i d’altre el diagrama de Russell mostrava la lluminositat en funció del tipus espectral (a grans trets, la temperatura de l’estrella).
Els dos diagrames són equivalents i representen un pas important en la comprensió de l’evolució estel·lar, és a dir, la forma en que les estrelles passen per les seqüencies de canvis dinàmics i radicals a través del temps.
Però, per poder comparar la brillantor de les estrelles cal explicar què és la magnitud absoluta.
Quan veiem una estrella molt brillant tenim tendència a pensar que està més a prop que altres que brillen menys, però no sempre és així. És possible que la estrella més propera sigui més petita i menys calenta que la llunyana o que entre nosaltres i la propera hi hagi més gas i pols que apaguin la seva brillantor. La magnitud absoluta elimina tots aquests efectes i ens dona la mesura de la brillantor intrínseca de l’estrella. Per fer-ho es calcula la brillantor que tindrien les estrelles a una distància exacta de 10 pc (uns 32.6 anys llum) de nosaltres en l’espai buit. Es a dir, que s’eliminen els efectes que poden interferir en l’observació (distància, pols i gas) i així, en igualtat de condicions, es pot comparar la seva lluminositat.
Analitzant la llum que emeten les estrelles podem saber la temperatura que tenen en la seva superfície, mitjançant les longituds d’ona emeses. Els tipus espectrals classifiquen les estrelles segons el seu color, que està relacionat amb la temperatura en la seva superfície. Com més vermella, més freda. Com més blava, més calenta.
El diagrama H-R ens mostra el color en l’eix horitzontal i la magnitud absoluta (MA = lluminositat a 10 pc) en el vertical. Aquest eix vertical va en sentit descendent. Així, com més amunt en el diagrama es troba una estrella, més brillant és, ja que com més baixa és la magnitud, més brillant és l’estrella. Una estrella amb una MA de 0 és més brillant que una amb MA 4. Rigel, per exemple, té MA -7 (tot i que l’aparent, la que percebem, és 0,05).
Al anar omplint el diagrama amb gran quantitat d’estrelles, trobem que quasi totes elles s’amunteguen en una diagonal que va de dalt-esquerra a baix-dreta. Aquesta zona és la Seqüencia Principal, és on es troben les estrelles, segons la seva temperatura i brillantor, durant la seva vida, es a dir, des de que s’estabilitza i comencen les reaccions termonuclears en el seu nucli (el naixement) fins que se li acaba l’hidrogen en el nucli (la mort).
Tota la gama d’estrelles vives pot veure’s reflectida en aquesta diagonal. Des de les petites, vermelles i fredes, a l’extrem inferior dret, fins les grans, blaves i calentes en el superior esquerra.
Sabem que quan les estrelles comencen a morir transiten per diferents fases en funció de la seva massa, el que les empeny fora de la diagonal de la seqüència principal.
Si prenem com a referència una estrella semblant al Sol, mentre està en formació (protoestrella) està a la Pre-seqüència Principal, lleugerament per sobre del lloc que li correspondrà (en funció de la seva massa) quan el seu nucli comenci a fusionar hidrogen. En aquesta fase, són més lluminoses perquè la protoestrella encara s’està contraient gravitacionalment i alliberant energia potencial, abans que la fusió nuclear d’hidrogen al nucli sigui totalment estable.
Quan comenci la fusió en el nucli i s’estabilitzi, caurà a la Seqüència Principal. Aquí passarà la resta de la seva vida. En el cas del Sol, sabem que per la seva massa només pot arribar a una determinada temperatura, que és la que correspon a les estrelles tipus G o grogues.
Quan se li acabi l’hidrogen en el nucli, el Sol començarà a morir. L’estrella s’inflarà, el que la farà més lluminosa i es mourà cap amunt en el diagrama. Al mateix temps es refredarà la seva superfície (ja que s’allunya del nucli), pel que també es desplaçarà cap a la dreta. És la fase de subgegant.
Quan arribi al punt crític en que s’expandirà brutalment, serà encara més lluminosa i més freda (les capes externes estaran cada cop més lluny del nucli), per lo que la trobarem encara més a la dreta en el diagrama. Ara l’estrella crema hidrogen al voltant del seu nucli d’heli inactiu. És la fase de gegant vermella.
Al arribar al punt crític, tindrà lloc el flaix d’heli en el nucli. El Sol començarà a fusionar heli en carboni i oxigen de forma estable. L’estrella entra en la Branca Horitzontal. S’encongeix i per tant s’escalfa, mantenint la seva lluminositat. Ara es mou cap a l’esquerra en el diagrama.
Estarà en aquesta posició fins que esgoti l’heli en el nucli. Llavors es tornarà a inflar, tornant a la fase de gegant vermella, però amb més intensitat, és a la Branca Asintònica de les Gegants, s’expandeix per darrera vegada, refredant-se i pujant de nou cap a la cantonada superior dreta del gràfic i tornant-se molt inestable fins que expulsi les capes més externes per formar una nebulosa planetària.
El nucli romanent, increïblement calent i dens, queda exposat, creuant el diagrama horitzontalment cap a l’esquerra. Finalment, al no haver més fusió, cau en picat cap a la cantonada inferior esquerra, convertint-se en una nana blanca, que radiarà majoritàriament en raigs X i en l’ultraviolat, sent capaç d’ionitzar les capes envoltants en expansió tornant-les brillants.
El gas que ha format aquesta nebulosa planetària es seguirà expandint, allunyant-se del centre, fent-se cada cop més difús i menys dens, fins el punt que els gasos s’hauran dispersat tant per l’espai interestel·lar que la radiació ultraviolada de la nana blanca central ja no podrà ionitzar-los i fer-los brillar. S’estima que això durarà 10.000 a 20.000 anys.
La nana blanca es quedarà sola, refredant-se molt a poc a poc en un procés que s’estima que pot durar entre 100.000 i 1.000 bilions d’anys fins refredar-se completament i convertir-se en una nana negra.
Aquest període és tan increïblement llarg que no hi ha nanes negres en l’Univers. Donat que el Cosmos té només uns 13.800 milions d’anys, fins i tot les primeres estrelles que van esdevenir nanes blanques (entre 250 i 400 milions d’anys després del Big Bang) segueixen estant molt calentes i brillant en l’espai.
Els cadàvers estel·lars tenen un procés extremadament lent per refredar-se per dos motius. D’una banda, al no tenir reaccions nuclears que generin energia en el seu interior, la nana blanca només emet escalfor residual acumulada. Al ser un objecte ultradens (la massa del Sol comprimida en la mida de la Terra), té una superfície molt petita per a la enorme quantitat d’energia que reté. És com si fos un termos perfectament aïllat. D’altra banda, al cap d’uns 3.000 anys després de formar-se la nana blanca, el seu interior, composat de carboni i oxigen, comença a “congelar-se” degut a les immenses pressions, solidificant-se en una estructura cristal·lina gegant. És el procés de cristal·lització. Aquest canvi allibera calor latent addicional, el que alenteix encara més el seu refredament durant milers de milions d’anys.
Recull: Montse Ramos
Fonts: Wikipèdia, Las Gafas del Hubble, IAU OAE/Niall D, CSIRO, Hyperphysics, Planetario de Montevideo.