Jordi Pujol i Claudia Vera 

Què és una estrella? Una estrella és un cos celeste  format de gas, sobretot hidrogen 

amb  llum  pròpia  gràcies  a  la  seva  elevada  temperatura.              

Les dimensions de les estrelles són molt variades. Hi ha que són 

molt majors que el Sol i altres molt més petites. El Sol es troba en 

el punt mig d’ una estrella, amb un radi de 700.000 Km ( més de 

cent  vegades  el  radi  de  la  Terra).                                                          

Les  estrelles  de majors  dimensions,  amb major massa,  generen 

més energia. Aquestes gasten els  seus  recursos energètics molt 

més ràpid que les més petites. Per això les estrelles grans tenen 

una  durada  de  poc  temps,  alguns milions  d’  anys.  En  canvi,  les 

estrelles petites logren existir al voltant d’ una decena de mil de 

milions d’ anys,  ja que no consumeixen gaire  i produeixen poca 

energia.   

 

 

 

 

 

 

Parts d’ una estrella: el Sol 

 

 

 

 

 

*cromosfera: capa de l’atmosfera del Sol, on la temperatura creix amb l’altura. 

*corona:  regió  més  externa  de  l’atmosfera  del  Sol,  de  forma irregular, que s’observa especialment en els eclipsis totals de Sol.  

*fotosfera: capa més profunda de  l’atmosfera del Sol d’on prové gairebé tota la radiació visible que arriba a la Terra. 

 

Naixement d’una estrella 

El  procés  del  naixement  d'una  estrella,  és  encara  part  d’  un estudi.  Avui dia, s'està avançant en aquests problemes, gràcies a l'Astronomia  de  l'Infraroig.  Tractem  d'explicar  el  naixement d'una estrella:  

Podem  imaginar  un  núvol    de  pols  i  de  gas,  constituïda essencialment  d'hidrogen.  Amb  la  seva  atracció  gravitatòria  fa que es contraguin, provocant un augment de gran temperatura, que arriba a desencadenar reaccions termonuclears, del tipus de la desintegració dels àtoms. Aquestes reaccions, són semblants a les  que  s'originen  en  la  bomba  atòmica  i  donen  origen  al naixement  de  l'estrella.  Es  condensa  aquesta  massa  de  pols, augmentant  per  tant  l'atracció  gravitatòria  del  nucli.  Aquesta gravitació,  va  augmentant  més  i  més  i  quan  arriba  a  un  cert nivell,  es  forma  una  proto‐estrella,  augmentant  la  pressió  al mateix  temps  que  augmenta  la  temperatura.  Quan  aquesta temperatura arriba a milions de graus,  s'inicia  la  reacció  termo‐nuclear.  L'hidrogen  es  transforma  en  heli  i  es  produeix  una enorme  quantitat  d'energia.  L'estrella  ja  està  en  marxa  i comença  a  radiar  llum.  En  tot  aquest  procés,  juga  un  paper important  la  pols  interestelar1.  El  que  tracta  és  de  protegir  el naixement  de  l'estrella,  de  les  influències  d'altres  estrelles properes que poguessin produir la desintegració de la "nana". Si aquest  pols  desaparegués,  l'estrella  no  podria  prosperar.  Dins d'aquests núvols o complexos moleculars, per tant, es formen el 90% de les estrelles. 

                                                             

1 pols de l'espai, compost per partícules menors de 100µm (10-6 metres ). El límit dels 100µm es dóna com consecuancia de les definicions proposades de meteoroide, considerant-se meteoroide aquell cos que superi aquesta grandària i de fins a 50m. 

Per exemple en Orió2 s'han format moltes estrelles.  L'Univers se suposa que es va iniciar fa 15 mil milions d'anys, a partir del Big‐Bang.  Probablement  d'aquí  a  uns  anys,  l'home  haurà  rebutjat aquestes teories i estarà en busca d’ altres diferents. 

 

Evolució d’una estrella   

No hi ha una forma concreta d’ evolució en una estrella, depen de la seva massa, per exemple si té el tamany del planeta Terra l’estrella  s’anomena  nana  blanca.  Es  tracta  d’una  estrella  molt petita  i densa que ha esgotat el  combustible  i no pot continuar generant  energia,  l’evolució  d’aquesta  s’anirà  refredant  i contraient lentament fins a apagar‐se totalment. 

Si  la massa de l’estrella és similar al Sol,  la temperatura és prou gran com per generar noves reaccions  i  llavors, quan  l’hidrogen s’exhaureix,l’estrella  s’infla  fins  a  arribar  a  convertir‐se  en  una gegant vermella que, després, es contrau i acaba com una nana blanca. Es preveu que al sol d’aquí a uns 5.000 milions d’anys  li succeirà  la  transformació  a  nana  blanca,  que  ara  per  ara  té  la mateixa  edat del  que  li  queda,  és  a dir,  està  en  la meitat  de  la seva vida. 

Quan una estrella és molt gran, com 10 vegades el nostre Sol es col∙lapsa  i  es  produeix  una  gran  explosió,  com  la  de  9.000 bombes de neutrons. Les temperaturas són altíssimes i també es forma una supernova, i s’escampen per l’espai elements pesants que romanen atrapats com el ferro,l’urani,el plom, etc.  

                                                             

2 És una constel·lació prominent, té estels molt brillants i és situada a l'equador celeste. 

Gran part de la massa desapareix, però la que queda es contrau i forma una estrella de neutrons que és molt  densa.  

 

Per  últim  hi  ha  les  que  la  massa  estelar  és  enorme,  unes  30 vegades  més  gran  que  el  Sol,  segueix  una  evolució  similar  a l’anterior, però el final és molt diferent. Després de la Supernova, el cos estel∙lar es contrau fins que tota la massa es concentra en un objecte extraordinariament petit i d’on no s’escapa cap tipus de radiació, ni tan sols la llum, es quan ens trobem davant d’ un  forat negre. 

Segons la massa pot dividir‐ se en: 

• Primera visió: comprèn les estrelles d’ entre 0.8 i 11  

masses solars.  

• Segona  visió:  comprèn  entre  les  estrelles  de  11  i  50 masses  solars.  Surten  les  seves  capes  exteriors  a causa  d’  una  enorme  onda  de  xoc,  obtingut  del col∙lapse  gravitacional.  L’  onda  de  xoc  actúa  sobre  l’ estrella permetent que la major part de la massa de l’ estrella    sigui  expulsada  violentament.  Una  de  les seves conseqüencies és la producció de fusió i l’ onda de xoc produïda a l’ espai, capaç de reunir gassos per començar la formació de noves estrelles. 

• Estrelles de més de cinquanta masses solars. Són  aquelles  les  quals  el  seu  espectre3  no  presenta línies d’ hidrogen però si si d’ heli. 

                                                             

3 Representació de la descomposició d’una ona composta en ones simples de longituds o de freqüència característiques.