L’evolució del Sol.

Mauri, estudiante de traducción en Ibidem, una de las principales agencias de traducción de Barcelona, ha querido realizar esta traducir a Catalán este artículo.

Texto original escrito por David Taylor

Menú
Introducció
Matèria sota pressió
El Naixement Del Sol
L’evolució del Sol
La Fi Del Sol
Com evolucionen les estrelles grans
Tipus II – L’altra supernova
Després de la supernova

El diagrama Hertzsprung-Russell (també conegut com la seqüència principal)

La majoria de les estrelles són coses més aviat senzilles. Es presenten en diferents mides i temperatures, però la gran majoria es poden caracteritzar per només dos paràmetres: la seva massa i la seva edat. (La composició química també té algun efecte, però no suficient per canviar la imatge general del que parlarem aquí. Totes les estrelles tenen aproximadament tres quartes parts d’hidrogen i una quarta part d’heli quan neixen).       

La dependència de la massa es produeix perquè el gran pes de la massa de l’estrella determina la seva pressió central, que al seu torn determina la seva velocitat de combustió nuclear (més pressió = més col·lisions = més energia), i l’energia de fusió resultant és la que impulsa la temperatura de l’estrella. . En general, com més massiva és una estrella, més brillant i calenta ha de ser. També es dóna el cas que la pressió del gas a qualsevol profunditat de l’estrella (que també depèn de la temperatura a aquesta profunditat) ha d’equilibrar el pes del gas que hi ha a sobre. I finalment, per descomptat, l’energia total generada al nucli ha de ser igual a l’energia total irradiada a la superfície.     

Aquest darrer fet genera una altra limitació, perquè la radiació energètica d’una esfera suspesa en el buit obeeix una llei coneguda com l’equació de Stefan-Boltzmann:

L = C R2 T4 (Lluminositat total d’una esfera calenta)  

Aquí L és la lluminositat de l’estrella, C és una constant(1), R és el radi de l’estrella en metres i T és la temperatura superficial de l’estrella en K°. Observeu amb quina rapidesa augmenta l’energia irradiada per una estrella amb T: duplicar la temperatura fa que la seva producció d’energia augmenti 16 vegades.   

(1)– Molt bé, si ho has de saber, la constant és igual a 5,67 x 10-8 W m-2 K-4.
Aquesta  equació és important perquè demostra com fins i tot petits canvis en la  temperatura superficial d'una estrella poden provocar grans variacions  en la producció d'energia. Si la temperatura del Sol acabés d'elevar de  5780 K° a 5900 K°, la seva lluminositat augmentaria gairebé un 9%.    

Es diu que una estrella que compleix amb totes aquestes limitacions es troba en equilibri hidrostàtic. L’equilibri hidrostàtic té l’afortunat efecte que tendeix a fer que les estrelles siguin estables. Si es comprimeix el nucli d’una estrella, la compressió fa que augmenti la combustió nuclear, la qual cosa genera més calor, que fa augmentar la pressió i fa que l’estrella s’expandeixi. Es torna a l’equilibri. De la mateixa manera, si el nucli d’una estrella s’ha de descomprimir, la combustió nuclear disminueix, la qual cosa refreda l’estrella i fa baixar la pressió, i així l’estrella es contrau i torna a l’equilibri. La producció d’energia del Sol no ha fluctuat més d’entre un 0,1% i un 0,2% en la història de la humanitat; no està malament per a un reactor nuclear que no té cap comitè regulador, sense enginyers i no ha tingut un control de seguretat en gairebé cinc mil milions d’anys. .                                     

L’estreta interrelació de temperatura, pressió, massa i velocitat de combustió nuclear significa que una estrella d’una massa i una edat determinades només pot aconseguir l’equilibri hidrostàtic en un conjunt de valors. És a dir, totes les estrelles de la nostra galàxia de la mateixa massa i edat que el Sol també tenen el mateix diàmetre, temperatura i producció d’energia. No hi ha una altra manera que tot s’equilibri. Si es genera un gràfic d’astrofísica molt dur conegut com a Diagrama Hertzsprung-Russell (diagrama HR per abreujar), la relació entre la massa d’una estrella i les seves altres propietats es fa més clara. A la Figura 1 es mostra un diagrama de HR.       

Un diagrama HR pren un conjunt d’estrelles i representa la seva lluminositat (relativa al Sol) en funció de la seva temperatura superficial. Tingueu en compte que l’escala de temperatura del diagrama HR de la Figura 1 va cap enrere, de dreta a esquerra, i que l’eix de lluminositat està molt comprimit. (Històricament, així va ser com es va construir el primer diagrama de HR, així que ara ho són tots.) Quan es fa per a una gran mostra d’estrelles, trobem que la gran majoria de les estrelles cauen al llarg d’una banda única i notablement estreta que va des del de baix a la dreta a la part superior esquerra: és a dir, de tènue i vermell a brillant i calent. Els astrònoms anomenen aquesta banda la seqüència principal i, per tant, qualsevol estrella al llarg de la banda s’anomena estrella de la seqüència principal.(2)         

(2)– Els astrònoms classifiquen tradicionalment les estrelles de seqüència principal amb lletres, de la manera següent:
O - 30.000 a 40.000 K°
B - 10.800 a 30.000 K°
A - 7240 a 10.800 K°
F - 6000 a 7240 K°
G - 5150 a 6000 K°
K - 3920 a 5150 K°
M - 2700 a 3920 K°
Dins   de cada classe, els nombres del 0 al 9 proporcionen subclasses, sent   zero la subclasse més alta (temperatura més alta). El Sol està   classificat com a estrella G2.    

La seqüència principal existeix precisament per la naturalesa inflexible de l’equilibri hidrostàtic. Les estrelles amb masses molt baixes (com un 7,5% de la del Sol) es troben a la part inferior dreta del diagrama HR. Han d’estar a la part inferior dreta. Aquesta part del diagrama HR correspon a una lluminositat extremadament baixa, només una deu mil·lèsima part de la del Sol, i una temperatura superficial baixa, equivalent a la brillantor groc ataronjada del metall fos. Aquestes estrelles no tenen prou massa per crear la pressió necessària perquè la combustió nuclear dels seus nuclis vagi més ràpid. Les estrelles de gran massa (més de 40 masses solars) resideixen a la part superior esquerra, com cal. Contràriament a les estrelles de poca massa, les seves immenses masses i les seves altes pressions centrals donen lloc a gegants que poden ser 160.000 vegades més lluminosos que el Sol, i tan calents que emeten més energia a l’ultraviolada que la que fan com a llum visible. El Sol es troba gairebé exactament a mig camí entre aquests extrems i, per tant, no és extremadament tènue ni extremadament brillant a mesura que van les estrelles. Brilla amb un color blanc groguenc brillant.               

La naturalesa d’un a un entre la massa i l’equilibri hidrostàtic significa que a mesura que varieu la massa d’una estrella, tot el que podeu fer és lliscar per una pista única i predeterminada respecte a totes les seves altres propietats físiques. Aquesta pista és exactament la seqüència principal. Però ara que he dit això, un segon cop d’ull al diagrama de FC revela que hi ha una mica d’estrelles fora de la seqüència principal: es concentren en «illes» a la part superior dreta i inferior esquerra. Atès que les estrelles de la part superior dreta són molt lluminoses, però tenen superfícies fredes i vermelloses, els astrònoms les anomenen gegants vermelles. De la mateixa manera, com que les estrelles de la part inferior esquerra són molt tènues però també calentes, s’anomenen nanes blanques. Ja hem conegut les nanes blanques, d’una manera teòrica. Ara anem a veure d’on surten els reals.                                         

Gegants Vermells I Nans Blancs

Les gegants vermelles i les nanes blanques sorgeixen perquè les estrelles, com les persones, canvien amb l’edat i finalment moren. Per a les persones, la causa de l’envelliment és el deteriorament de les funcions biològiques. Per a una estrella, la causa és la inevitable crisi energètica quan comença a quedar-se sense combustible nuclear.   

Des del seu naixement fa 4.500 milions d’anys, la lluminositat del Sol ha augmentat molt suaument un 30%.(3) Aquesta és una evolució inevitable que es produeix perquè, a mesura que passen els milers de milions d’anys, el Sol està cremant l’hidrogen del seu nucli. Les «cendres» d’heli que queden són més denses que l’hidrogen, de manera que la barreja d’hidrogen/heli al nucli del Sol s’està tornant molt lentament més densa, augmentant així la pressió. Això fa que les reaccions nuclears siguin una mica més calentes. El Sol s’il·lumina.       

(3)- Una de les qüestions pendents de la geologia és com el Sol podria   haver-se tornat més brillant encara que la temperatura global de la   Terra s'hagi mantingut més o menys constant. No ho sabem exactament,   però en dues paraules o menys, la resposta és: efecte hivernacle.   Evidentment, l'atmosfera de la Terra tenia un contingut de gasos   d'efecte hivernacle molt més alt fa quatre mil milions d'anys, cosa que   la mantenia calenta. (De fet, molt càlid. Les temperatures globals   mitjanes poden haver arribat als 140 F°.) Diversos bucles complexos de   retroalimentació biogeològica han disminuït constantment l'efecte hivernacle precisament perquè el Sol s'està tornant més brillant.  

Aquest procés de brillantor avança molt lentament al principi, quan encara queda prou hidrogen per cremar al centre de l’estrella. Però finalment, el nucli s’esgota tan greument de combustible que la seva producció d’energia comença a disminuir independentment de l’augment de la densitat. Quan això succeeix, la densitat del nucli comença a augmentar encara més, perquè sense una font de calor que l’ajudi a resistir la gravetat, l’única manera possible que el nucli pugui respondre és contraint-se fins que la seva pressió interna sigui prou alta com per aguantar el pes del nucli. tota l’estrella. Curiosament, aquest buidatge del dipòsit central de combustible fa que l’estrella sigui més brillant, no més tènue, perquè la pressió intensa a la superfície del nucli fa que l’hidrogen es cremi encara més ràpidament. Això ocupa més que el fluix del centre esgotat de combustible. La brillantor de l’estrella no només continua, sinó que s’accelera. 3 – Una de les qüestions pendents de la geologia és com el Sol podria haver-se tornat més brillant encara que la temperatura global de la Terra s’hagi mantingut més o menys constant. No ho sabem exactament, però en dues paraules o menys, la resposta és: efecte hivernacle. Evidentment, l’atmosfera de la Terra tenia un contingut de gasos d’efecte hivernacle molt més alt fa quatre mil milions d’anys, cosa que la mantenia calenta. (De fet, molt càlid. Les temperatures globals mitjanes poden haver arribat als 140 F°.) Diversos bucles complexos de retroalimentació biogeològica han disminuït constantment l’efecte hivernacle precisament perquè el Sol s’està tornant més brillant.                                            

El Sol està aproximadament a la meitat d’un procés molt llarg de canvi d’un mode en què l’hidrogen es crema en un nucli al seu centre a un mode en què l’hidrogen es cremarà en una closca esfèrica embolicada al voltant d’una manera intensament calenta, molt densa, però força. nucli d’heli inert. Un cop faci la transició de la combustió del nucli a la combustió, entrarà en els seus anys crepusculars. A mesura que el nucli d’heli creix, també ho fa la closca que crema l’hidrogen que hi ha a sobre, fent que el Sol sigui cada vegada més brillant, fins i tot mentre augmenta de manera ominosa la velocitat a la qual s’acumula l’heli al nucli. El nucli en creixement crema l’hidrogen del Sol encara més ràpidament, que al seu torn només augmenta el nucli més ràpidament. . . .     

En resum, al final, el forn nuclear al centre de cada estrella comença a sobreescalfar-se. Per posar-hi xifres, quan el Sol es va formar fa 4.500 milions d’anys era aproximadament un 30% més tènue que l’actual. Al final dels propers 4.800 milions d’anys, el Sol serà aproximadament un 67% més brillant que ara. En els 1.600 milions d’anys següents, la lluminositat del Sol augmentarà fins a un letal 2,2 Lo. (Lo = Sol actual.) Aleshores, la Terra s’haurà torrat fins a la roca nua, els seus oceans i tota la seva vida s’haurà de fer bullir per un Sol que s’aproxima que serà un 60% més gran que l’actual.(4) La temperatura superficial de la Terra serà ser superior a 600 F°. Però fins i tot aquesta versió del Sol encara és estable i daurada en comparació amb el que vindrà.                                       

(4)– Per desgràcia, els bucles de retroalimentació esmentats a la nota a  peu de pàgina 3 no poden protegir la Terra per sempre. Un cop el seu  efecte hivernacle ha baixat a zero, la Terra no pot fer res més per  refredar-se.   

Al voltant de l’any 7.100 milions dC, el Sol començarà a evolucionar tan ràpidament que deixarà de ser una estrella de seqüència principal. La seva posició al diagrama de FC començarà a canviar d’on es troba ara, prop del centre, cap a la part superior dreta on viuen els gegants vermells. Això es deu al fet que el nucli d’heli del Sol arribarà finalment a un punt crític on la pressió dels gasos normals no pot aguantar el pes aixafador que s’amuntega (ni tan sols els gasos escalfats a desenes de milions de graus). Una petita llavor de matèria degenerada per electrons començarà a créixer al centre del Sol. Els detalls d’aquesta transició estan subjectes a debat, però els càlculs teòrics indiquen que començarà quan el nucli inert d’heli del Sol assoleixi aproximadament el 13% de la massa solar, o uns 140 Júpiters.                     

En aquest moment de la seva vida, el Sol es tornarà rebel. El mecanisme que l’ha anat fent més brillant durant els darrers onze mil milions d’anys: més pressió del nucli, que produeix una combustió nuclear més calenta, que produeix més heli per engrandir el nucli, ara s’accelera a nivells desastrosos per la degeneració electrònica que augmenta constantment. 500 milions d’anys després d’arribar al punt crític, la lluminositat del Sol augmentarà fins a 34 Lo, prou ardent per crear llacs brillants d’alumini fos i coure a la superfície de la Terra. En només 45 milions d’anys més arribarà als 105 Lo, i 40 milions d’anys després saltarà a uns increïbles 2.300 Lo.                                 

En aquest moment, l’enorme producció d’energia del Sol haurà fet que les seves capes exteriors s’inflen en una atmosfera vasta però molt tènue, almenys de la mida de l’òrbita de Mercuri, i possiblement tan gran com l’òrbita de Venus. (Penseu en la violència amb què es comporta l’aigua en una olla amb aigua que bull ràpidament en comparació amb la d’una olla que bull a foc suau. Això és anàleg a per què l’atmosfera del Sol «bulli» cap a fora a mesura que el seu nucli s’escalfa.)(5) L’enorme mida de la l’atmosfera solar i l’enorme producció de calor del Sol signifiquen que: #1) la Terra s’haurà cremat fins a un nucli de ferro cremat en aquest punt, si no s’hauria vaporitzat del tot (els càlculs mostren que podria anar en qualsevol cas) i # 2) l’atmosfera solar serà relativament fresca malgrat l’enorme producció d’energia del Sol. Així, el Sol serà alhora de color vermell i extraordinàriament lluminós. S’haurà unit als gegants vermells. (Vegeu la Figura 2.)                                         

(5)– Però no és una bona analogia. Feu clic aquí per llegir la història completa o feu clic a la icona.   

El nombre d’estrelles a la part gegant vermella del diagrama HR és només una fracció d’un percentatge del de la seqüència principal, perquè cap estrella pot romandre gegant durant molt de temps.