Les estrelles i el seu destí

Tan punt com neixen les estrelles ja se sap quan i com moriran. És força simple, està directament lligat bàsicament a la seva massa, encara que també poden jugar un paper la seva composició, la velocitat de rotació i si té una estrella companya. Ja sabem que les estrelles es formen perquè el gas d'un núvol s'atreu per la força de la gravetat i es va fent més i més gran. Si hi ha poca massa es pot quedar en planeta, de la mida de Mercuri o de Júpiter. Els planetes gasosos més grans poden arribar a tenir 13 vegades la massa de Júpiter (Mj). Si agafa més massa i arriba fins a unes 80 vegades Mj, quasi una dècima part de la massa del Sol (Ms), es pot convertir en una nana marró que com a molt arribarà a cremar deuteri i liti però no hidrogen i es consumiran en alguns pocs milions d'anys, quedant una estrella de poca brillantor i poc calenta.

Si només arriba a un terç de la Ms anirà cremant hidrogen a ritme baix però no podran cremar mai heli i serà una nana vermella que podrà viure fins a centenars de milers de milions d'anys amb una temperatura superficial d'uns 3.500ºK que progressivament anirà perdent.

Una estrella de massa intermèdia com el Sol i fins a 9 vegades Ms, acaben la seva vida com nanes blanques. Aquest tipus d'estrella poden tenir una vida llarga, d'uns 10.000 milions d'anys, passen per una etapa en la que s'inflen convertint-se en gegants vermelles i, finalment exploten deixant una nebulosa planetària i una nana blanca com romanent. Aquest nou tipus d'estrella és molt calent i pot arribar als 30.000ºC. Són de les més abundant a l'Univers juntament amb les nanes vermelles, les que vindrien després de les nanes marrons.

Si l'estrella ha assolit una massa superior a les 10 Ms però sense passar les 30, passarà per les etapes de supergegant blava i després groga, quan es refredi una mica i finalment explotarà com una supernova i deixarà un romanent d'una estrella de neutrons.

Quan l'estrella supera les 30 Ms també esdevindrà una supergegant blava i després evolucionarà cap un model d'estrelles anomenat Wolf-Rayet i acabant en una explosió de supernova o en un esclat de raigs gamma i deixant com romanent un forat negre.

La massa d'una nana blanca és entre 1-10 milions de vegades la densitat del Sol, que podríem considerar com la unitat. Una estrella de neutrons tindrà encara una densitat un milió de vegades superior. En aquestes condicions la massa està totalment compactada i el protons, neutrons i electrons formen un plasma sense cap separació entre ells, de forma que els protons i els electrons s'han transformat en neutrons i, finalment, només queden neutrons.

Resumint una porció de nana blanca com un terrós de sucre pesaria 1 tona i en el cas d'una estrella de neutrons seria de fins a mil milions de tones en el seu nucli.

Publicat a la revista "Els Colors del Pla de l'Estany" en el seu nº 179 del novembre 2014