INTRODUCCIÓ

A l’Univers les dimensions són immensament més grans del que podem arribar a imaginar

1.392.000 Km

Terra

EL SOL

La nostra estrella !

MIDES

Terra

EL SOL

La nostra estrella !

VOLUM

El volum del Sol és equivalent a 1.304.000 vegades el de la Terra

Terra

EL SOL

La nostra estrella !

MASSA

La seva massa equival a 332.946 vegades

la de la Terra

SOL

El 90 % correspon al Sol

El 9 % correspon als planetes clàssics.

L’1 % correspon als objectes menors.

MASSA

Distribució de la massa en el Sistema Solar

N e p t ú

150 milions de Km1 unitat astronòmica

SOL

N e p t ú

4.500 milions de Km30 unitats astronòmiques

( 4 hores llum )

La mida del Sistema Solar a la òrbita de Neptú és d’unes 8 hores llum

Un any llum equival a 9,5 bilions de Km ( 2.111 vegades el radi del Sistema Solar )

DISTÀNCIES

UNITATS DE MESURA ASTRONÒMICA

( 8 minuts llum )

Constel·lació d’Orió

DISTÀNCIES - Univers proper -

Constel·lació d’Orió

DISTÀNCIES - Univers proper -

Nebulosa del Cap de CavallIC 434

5 anys llum

( 10.500 vegadesel Sistema Solar )

IC 434Nebulosa del Cap de Cavall

( Foto: Pep Orri )

ESTRELLESCom neixen

AAdO – Curs d’iniciació a l’Astronomia

02 / 03 / 2017

Procés i evolució

Com acaben

Quin és el seu procés ?

Com acaben ?

Com neixen les estrelles ?

La major part d’aquesta matèria hi és en forma de gas i de pols.

La major part d’aquest gas i pols es concentra en les grans nebuloses, que són ...

A l’Univers hi domina la buidor, però també hi ha grans quantitats de matèria dispersa configurant les nebuloses.

Per cada milió d’àtoms d’hidrogen hi ha:

63.000 d’heli 690 d’oxigen 420 de carboni 87 de nitrogen 45 de silici 40 de magnesi 37 de neó 32 de ferro 16 de sofre

... i quantitats progressivament menors dels altres elements

Els diversos elements hi són en quantitats molt variades.

“El bressol de les estrelles”

Constel·lació d’Orió

M 42Nebulosa d’Orió

(Foto: Ferran Mercader)

D’on provenen aquestes nebuloses ?.

El principal component de les nebuloses és l'hidrogen primigeni, format just després del “Big Bang”.

La major part dels altres elements s’han produït a les estrelles, al llarg de la seva vida activa.

A més densitat, més atracció gravitatòria i més capacitat d’atracció del gas i la pols que l’envolta.

Per efecte de la gravetat, els gasos i la pols tenen tendència a acumular-se en “grumolls”, creant zones de més densitat.

PROTOESTRELLA

Si la protoestrella aconsegueix tenir una massa suficient, el seu nucli arribarà al “punt crític” (10 milions de graus).

S’iniciarà la fusió dels àtoms d’hidrogen i començarà la nucleosíntesi.

HA NASCUT UNA ESTRELLA !

Però què li passaria a una protoestrellaque no acumulés suficient matèria?

Les formacions protoestel·lars que no aconsegueixen la massa suficient, no poden iniciar l’activitat nuclear.

Júpiter

Terra

Quedaran com a grans formacions gasoses.

Per assolir el “punt crític”, les estrelles han de tenir una massa superior al 0,08 de la que té el Sol.

Estrella nana roja( il·lustració )Les nanes roges poden durar més d’un bilió d’anys.

En aquestes estrelles la lluminositat és milers de vegades inferior.

Nebulosa Trífida

Si la nova estrella acumula més matèria que l’energia que irradia, anirà creixent fins a trobar el seu punt d’equilibri i la grandària definirà el tipus d’estrella que serà.

Nebulosa de Roseta

NGC 2237

NGC 604

Galàxia irregular absorbida per M33

Quin és el seu procés ?

Com acaben ?

Com neixen les estrelles ?

Gravetat

Radiació= Equilibri hidrostàtic

Emissió d’energia

Entre l’activitat nuclear i la massa es produeix un equilibri de forces:

El Sol transforma uns 5 milions de tones de matèria en energia cada segon

Eclipsi del 27 de març del 2006

Les estrelles són veritables centrals de fusió nuclear.

Transformen elements lleugers en altres més densos, i com a conseqüència, alliberen energia.

Procés de nucleosíntesi de les estrelles

Hidrogen

Heli

Carboni

Oxigen

Silici

Ferro

Deuteri

Liti

Nitrogen

Hidrogen

Heli

Carboni

Oxigen

Silici

Ferro

Liti

Nitrogen

Procés de nucleosíntesi de les estrelles

SOL

Només es fusiona un de cada 10.000 trilions dels protons que xoquen

12.732 Km

Terra

SOL

Cada estrella evoluciona segons la massa que té

Estrelles del tipus del Sol

Estrelles de massa més grans que 1,44 vegades el Sol

Estrelles molt massives, més grans que tres vegades la massa del Sol

Carboni ? ( prop de 100 milions de graus )

Estrelles de massa semblant a ladel Sol

Nucleosíntesi:

Hidrogen - Heli ( 10 milions de graus )

En aquesta situació la radiació és molt intensa i expandeix les capes més lleugeres ...

Estrelles de massa semblant a ladel Sol

La capacitat de síntesi atòmicas’esgota i la radiació baixa ràpidament...

... el nucli es col·lapsa estrepitosament i ...

GEGANTROJA

... expulsa les capes externes formant-se una “nebulosa planetària”

NANA BLANCA

Temperatura: ~ 15.000º disminuint progressivament

Densitat: més de 1.000 tones per cm3

Diàmetre: ~ alguns milers de Km (comparable al de la Terra)

Vida d’aquest tipus d’estrelles: ~ 10.000 milions d’anys

No té activitat termonuclear. Fa escalfor per reacció exotèrmica

Té una baixa lluminositat relativa

Nebulosa de l’Anell M 57

S’anomenen “nebuloses planetàries”

Les estrelles que tenen més massa que 1,44 vegades el Solaconsegueixen sintetitzar elements més pesants.

La nucleosíntesi del ferro absorbeix energia.

Nucleosíntesi:

Hidrogen

Heli

Carboni

Oxigen

Silici

Ferro ( i un xic de níquel )

L’activitat nuclear de l’estrella s’esgota i col·lapsa estrepitosament ...

Estrella de tipus Wolf - Rayet

WR 124

Esclat immens que genera una temperatura i lluminositat extremes.

Densitat: centenars de milers de tones per cm3

Diàmetre mitjà: entre 10 i 20 Km

ESTRELLA DENEUTRONS

Velocitat de rotació molt ràpida: (fins a uns pocs milisegons)

Vida de les estrelles de massa mitjana alta: ~ 3000 milions d’anys

Expulsa a l’espai grans quantitats de matèria rica en elements que l’estrella havia sintetitzat al llarg de la seva vida activa.

SUPERNOVA

També hi llença altres elements més pesants que s’han generaten el moment de l’explosió.

De l’estrella només en queda un nucli molt compacte:

M 100

Supernova SM 2006 X

Nebulosa del Cranc

M 1

Semeis 147A Taurus

( Foto: Steve Mandel )

Quan l’estrella és més gran que tres masses solars ...

L’atracció gravitacional dels forats negres és tan intensaque no pot escapar-ne res, ni la llum.

FORATNEGRE

El seu procés és molt semblant al de les estrelles mitjanes, però el nuclique hi queda és tan dens que no obeeix a cap llei de la física coneguda.

És el què s’anomena un ...

SingularitatFORATNEGRE

?

A l’horitzó d’esdeveniments es produeixen potents emissions de raigs X.Fins ara, és la única manera de poder detectar els possibles “forats negres”.

Nebulosa de la Tulipa

Sh 2 -101

Cygnus X 1

TIPUS COLOR TEMPERATURA ºC EXEMPLE

CLASSES ESPECTRALS ESTEL·LARS BÀSIQUES

NEBULOSA IPROTOESTRELLA

ESTRELLASEQÜÈNCIAPRINCIPAL

GEGANTROJA

NEBULOSAPLANETÀRIA

i NANA BLANCA NANA FOSCA

Esquema – resum: Evolució de les estrelles

NEBULOSA IPROTOESTRELLA

ESTRELLASEQÜÈNCIAPRINCIPAL

GEGANTROJA

NEBULOSAPLANETÀRIA

i NANA BLANCA NANA FOSCA

SUPERGEGANT

SUPERNOVA

ESTRELLA DENEUTRONS

FORATNEGRE

Esquema – resum: Evolució de les estrelles

ESTRELLA MOLT MASSIVA

Com estan repartides les estrelles per l’Univers ?

NGC 602

Cúmuls estel·lars

Gairebé totes les estrelles neixen en grups, dins de nebuloses gegantines.

Cúmuls oberts

Les estrelles dels cúmuls obertsestan unides gravitacionalment, però en procés d’expansió

M 45

Les Plèiades

Ossa MajorAsterisme del “Carro Gros”

Mizar

Alcor

La gra majoria d’estrelles són dobles, triples, ...

Si dues estrelles estan unides gravitacionalment s’anomenen binàries. Si són més s’anomenen estrelles múltiples.

Les estrelles que visualment estan juntes però no tenen vincles gravitacionals s’anomenen dobles òptiques o aparents.

Cúmul globular d’Hèrcules

M 13

Milers d’estrelles envellides formen grans cúmuls de forma esfèrica.

Cúmuls globulars

La connexió intergravitacional entre les seves estrelles és molt estable.

Possiblement siguin restes de la matèria inicial de les galàxies.

La immensa majoria de les estrellesestan dins de les galàxies i en són els components més visibles

M 31

Galàxia d’Andròmeda

M 81

Galàxia de Bode

M 81

M 82

M 82 ( en infraroig )

Galàxia del RemolíM 51

M 51 B

A

Quintet de Stephan

Les galàxies s’agrupen en grans cúmuls galàctics

Cúmul galàctic de Virgo

Quantes n’hi ha de galàxiesa tot l’Univers ?

Camp profund Hubble A l’Ossa Major

Camp profund sud Hubble a Tucan

2MASS -Two Micron All-Sky Survey-

“Mapa” de les galàxies descobertes fins ara.

Es calcula que a l’Univers poden haver-hi entre 500.000 i 2 bilions de galàxies.

Esquema de síntesi:

Nebuloses

Estrelles

Cúmuls estel·lars

Galàxies

Cúmuls galàctics

Constel·lacions

DE LES IMATGES

AAdO - Grup d’Astrofotografia

2MASS -Two Micron All-Sky Survey

Atacama Large Milimeter/submilimeter Arrai

Canada – France – Hawaii Telescope

Cassini Imaging Team

Chandra Xray Telescope

David Malin

Eddie Guscott

Hubble Heritage Team

Inter-American Observatory

Kitt Peak National Observatory

Midcourse Space Experiment (MSX)

Observtorio de Paranal - NACO

Observtorio de Cerro Tololo – ESO

Puckett Observatory

Robert Gendler

Steve Mandel

Swedish Solar Telescope

United King Schmidt Telescope

Altres autors anònims

C. Pare Xifrer, 1, 3r08500 VIC

http://www.astroosona.net

astrooso@astroosona.net

RECULL I ESQUEMES: Miquel Amblàs Carbonell