ASTRONOMIA

Chantal GarridoAnna Ruiz Pérez1 Batx E

1.ASTRONOMIA.

2. ESTRELLES

3. LES NEBULOSAS

INDEX

L'astronomia és la ciència que estudia l‘univers i els cossos celestes o astres, a partir de la informació que ens arriba d'ells a través de la radiació electromagnètica tant pel que fa a la posició i moviment en l’esfera celeste com pel que fa a la seva natura, estructura i evolució (Astrofísica) Etimologia: la paraula astronomia prové del mot grec αστρονομία (astronomia), combinació dels mots άστρον (astron), que significa estrella, i νόμος (nomos), llei.

L'astronomia és una de les poques ciències en què els aficionats encara poden jugar un paper actiu, especialment en el descobriment i seguiment de fenòmens com les corbes de llum d'estrelles variables, el descobriment d‘asteroides i cometes, etc.No ha de confondre's l'astronomia amb l‘astrologia, pseudo-ciència que afirma que el destí de les persones, i dels assumptes humans en general, es troben relacionats amb les posicions aparents dels cossos astronòmics en el cel. Encara que ambdós camps comparteixen un origen comú, són molt diferents; els astrònoms segueixen el mètode científic, mentre que els astròlegs no. A més els astròlegs no han assumit encara la precessió dels equinoccis, un descobriment que es remunta a Hiparc de Nicea.

ASTRONOMIA

L'antecedent de l'astronomia va ser la Cosmogonia, la qual era una branca dins de les religions antigues que intentava explicar l'origen de l'univers, lligant-la especialment als elements mitològics tan abundants i importants aleshores.En els començaments de la humanitat, l'astronomia va estar reduïda a l'observació i prediccions dels moviments dels objectes visibles a simple vista, sense tenir res a veure amb la Física. La cultura grega va ser sense dubtes la primera a fer grans aportacions a la matèria, com ara: la definició de la magnitud. Per la seva banda, l'astronomia per colombina comptava amb calendaris super exactes.

Les estrelles, com qualsevol entitat física, segueixen un procés de naixement, evolució i mort. A diferència de nosaltres, la vida d'una estrella es mesura en milers de milions d'anys, però això no impedeix que puguem estudiar la seva evolució i puguem descriure com neixen i com desapareixen. El nostre Sol no és una excepció, i encara que ens sembli que sempre hi serà, un dia morirà després d'haver destruït la Terra i altres planetes.

ESTRELLES

Els estels neixen en grans núvols de gas interestel escampades per l'espai: les nebuloses. El model més simple del seu naixement explica que en les nebuloses hi ha zones que, al ser una mica més denses que les altres (com els grànuls en una sopa), comencen a atreure més i més gas per efecte de la gravetat. Ja saps que la gravetat és més intensa com més gran sigui el cos que l'origina. A mesura que aquestes zones acumulen més i més gas, la seva mida augmenta i la seva gravetat també. La gravetat és la causa que les estrelles neixin.

L'estrella s'encén

El grànul de gas inicial s'anomena protoestel i poc a poc va acumulant més gas al seu voltant. Això fa que les partícules de gas xoquin entre elles, produint un augment de la temperatura. Quan s'assoleix una certa quantitat de gas i aquest s'ha escalfat prou, la protoestrella s'encén, com un llumí. Ha nascut una estrella. Però l'encesa d'una estrella no és igual que el de les llumins o els encenedors. En realitat és molt més complex. En els estels es produeixen reaccions nuclears, unes reaccions molt diferents a aquelles que ocorren en les flames habituals, on l'oxigen reacciona amb un combustible per produir calor i llum. L'estrella és una enorme massa de gas, gairebé tota formada d'hidrogen, encara que conté també una barreja d'altres elements en menor proporció. Els àtoms d'hidrogen, quan es troben en altes densitats i a altes temperatures, com les que hi ha a l'interior d'una protoestrella, poden fucionar-se de manera espontània i formar heli. Aquesta reacció va acompanyada de l'alliberament de moltíssim energia. Quan això succeeix, l'estrella "s'encén" i inicia la seva vida, alliberant energia en forma de calor i llum, i consumint hidrogen per transformar-lo en heli.

 

Una vida curta i brillant o una vida llarga i discretaLa vida d'una estrella depèn de la quantitat de combustible que tingui i del ritme

al qual el consumeixi. Un estel molt gran, com una gegant blau, té molt hidrogen per cremar. Però ho fa a tal velocitat que la seva vida és curta, molt més curta que la d'estels més petites com el Sol En menys d'uns pocs centenars de milions d'anys un gegant blau pot consumir tot el seu hidrogen, mentre que les estrelles més modestes poden respirar tranquil · les durant 5.000 milions d'anys.

Mentres l'estel tingui combustible en forma d'hidrogen, no patirà cap símptoma d'envelliment, no s'alterarà. Es trobarà en una situació d'equilibri, una lluita entre la gravetat i la calor. La gravetat és una força que fa que les coses s'aglomerin. La calor, en canvi, fa que les partícules es separin. La gravetat als estels és immensa (només cal pensar que el Sol, que és d'una mida normalet, és 332.946 vegades més massiu que la Terra) i atreu la massa estel · lar cap al seu centre amb gran intensitat.

En canvi, la calor produïda per les reaccions nuclears empeny la massa cap a fora, evitant que l'estrella es col · lapsi.

L'equilibri intern entre gravetat empenyent cap a dins i calor empenyent cap a fora

dura la major part de la vida d'una estrella. Després de més de 4500 milions d'anys que ja porta en marxa, el nostre Sol continuarà uns altres 4500 milions d'anys més fusionant hidrogen amb tranquil · litat.

L'energia de la fusió de l'estrella no només produeix calor i llum. També

expulsa una petita part de la matèria de l'estrella cap a l'espai a gran velocitat: és el vent estel · lar. El vent estel · lar produït pel nostre estel, el Sol, afecta els nostres satèl · lits artificials, i també tindria conseqüències sobre la vida a la Terra si no tinguéssim un camp magnètic que desvia la major part.

Una maduresa relaxada

Arriba un moment en què l'hidrogen s'acaba. A mesura que el cometa acumula heli procedent de la fusió de l'hidrogen, més difícil resulta aquesta reacció. En aquest punt, la fusió d'hidrogen és tan baixa que no serveix per frenar la gravetat. L'estrella es contrau i s'escalfa encara més.

En aquestes condicions l'heli pot començar a fusionar-se, igual que ho feia l'hidrogen, en un procés complex que acaba donant beril · li. Aquestes reaccions fan que el nucli de l'estrella estigui molt més calenta que a la fase anterior, arribant als 100 milions de graus Kelvin.

Això fa que l'estrella comenci a créixer fins a unes 100 vegades la seva grandària normal: la calor del seu nucli empeny amb més força les capes externes. El resultat és una geganta vermella o un supergegant vermella, segons la massa original de l'estrella. És a dir, una estrella més calenta en el seu nucli, més freda en la seva superfície, més gran i menys densa, d'un color vermellós. Quan el Sol entri en aquesta fase, s'inflarà fins a empassar-Mercuri, Venus i la Terra. La vida al nostre planeta, si és que no ho ha fet abans, desapareixerà. Afortunadament, encara queden 4500 milions d'anys.

 

Una vellesa explosivaDepenent de la massa inicial de l'estrella, el seu final serà un o altre. Una

estrella que sigui més petita que el triple de la mida del Sol, evolucionarà a la fase de gegant vermella fins a esgotar novament tot l'heli del seu nucli. Continuarà llavors fusionant l'heli en les seves capes externes i s'anirà fent més i més inestable. Es s'expandirà i es contraurà repetidament, ja que els ritmes de producció d'energia són més inestables que en les fases anteriors. Llançarà dolls de gas intern, es contraurà i tornarà a escalfar-se. El final de l'estrella està pròxim. En aquests cicles de col · lapse i expansió, s'alliberarà de les capes externes de material. Així, crearà el que anomenem nebuloses planetàries, que acumulen material per a futurs naixements d'estrelles. Quedarà en el centre un estel molt petit i dens, anomenada nana blanca. Una nana blanca és gairebé tot carboni i és pràcticament inactiva. Només una part d'allò que va ser una estrella brillant i activa.

Quan l'estrella és gran, el seu final és encara més espectacular. El seu nucli es compacta a temperatures tan altes que no solament l'heli i el beril · li es fusionen per produir carboni, sinó que tots els elements comencen a fusionar-se en cadenes molt complexes de fusió, fins arribar al ferro. El ferro és el final de la cadena d'elements que es fusionen de manera espontània. Quan s'arriba a aquest element, en l'estel no hi ha res que pugui sostenir-la. Les capes externes cauen cap al nucli de l'estrella, col · lapsant de forma dramàtica. Després, en un efecte de rebot, exploten cap a l'exterior en un dels fenòmens més espectaculars del Cosmos: una supernova. Les supernoves són les explosions més impressionants que podem veure; poden brillar durant uns segons tant com tota una galàxia sencera. L'energia que alliberen és tan gran que la matèria pot fusionar-se en elements més complexos alhora que es dispersa per l'Univers. Sense les supernoves, no tindríem ni or, ni urani, ni cap dels elements més pesats que el ferro. Les supernoves són l'origen de la riquesa d'elements que té la natura, molts d'ells importants per a la vida.

Un cadàver en l'espai

Les estrelles de massa petita acaben deixant un residu fred i dens, que anomenem nan blanc. Algunes de les estrelles de massa més gran també deixen, després d'una explosió espectacular, un nan blanc. Però algunes deixen unes restes més interessants: els estels de neutrons. Són estrelles d'uns 10 quilòmetres de diàmetre, però extremadament denses, que giren a una velocitat enorme. Les estrelles de neutrons són uns dels objectes astronòmics de major interès i mereixen un article propi. Les més grans es converteixen en quelcom que no és ni una nana blanca, ni un estel de neutrons. Sinó un dels objectes més exòtics de l'Univers: els forats negres.

Les estrelles neixen de l'aglomeració

Els estels neixen en grans núvols de gas interestel escampades per l'espai: les nebuloses. El model més simple del seu naixement explica que en les nebuloses hi ha zones que, al ser una mica més denses que les altres (com els grànuls en una sopa), comencen a atreure més i més gas per efecte de la gravetat. Ja saps que la gravetat és més intensa com més gran sigui el cos que l'origina. A mesura que aquestes zones acumulen més i més gas, la seva mida augmenta i la seva gravetat també. La gravetat és la causa que les estrelles neixin.

 

Una vida curta i brillant o una vida llarga i discreta

La vida d'una estrella depèn de la quantitat de combustible que tingui i del ritme al qual el consumeixi. Un estel molt gran, com una gegant blau, té molt hidrogen per cremar. Però ho fa a tal velocitat que la seva vida és curta, molt més curta que la d'estels més petites com el Sol .En menys d'uns pocs centenars de milions d'anys un gegant blau pot consumir tot el seu hidrogen, mentre que les estrelles més modestes poden respirar tranquil · les durant 5.000 milions d'anys.

Els Astrònoms consideren Vega l'estrella més Important de TOTES les que existeixen.

Es Tracta de l'estrella més brillant dels Mesos centrals de l'Any (estiu en l'hemisferi nord, hivern a La Meitat sud del planeta), la cinquena de tot el cel nocturn, a més del sorprenent fet a que una vegada va ser (i ho tornarà a ser) l'estrella que marcava el nord.

La seva Elevada velocitat de Rotació li confereix sense aplatament inusual, provocant això, a més, una notable diferència en les Temperatures superficials que es registren en l’ Equador i en els pols, un dels Quines, curiosament, apunta en direcció a la terra .

Una nebulosa és un núvol de gas o pols a l'espai. Les nebuloses poden ser fosques o, si s'il·luminen per estrelles properes o estrelles immerses en elles, poden ser brillants. Generalment són llocs on es produeix la formació d'estrelles i discos planetaris, pel la qual cosa se solen trobar en el seu interior estrelles molt joves.

Hi ha una gran varietat de nebuloses acompanyant a les estrelles en totes les etapes de la seva evolució. La gran majoria corresponen a núvols gasosos d'hidrogen i heli que experimenten un procés de contracció gravitatòria cap a un estat de protoestrella. Així, les anomenades nebuloses capoll tenen al seu interior amb una estrella formada recentment. La nebulosa no és, en aquest cas, més que les restes de gas que no s'ha col·lapsat. El gas en qüestió, que pot, mitjançant col·lisions atòmiques, formar molècules i petites partícules sòlides de major o menor complexitat, s'escalfa per la radiació emesa per la nova estrella prou com per a emmascarar la seva presència, i el que s'observa és una imatge semblant a la d'un capoll d'eruga.

Altre tipus de nebuloses, anomenades glòbuls de Bok, són núvols de gas molt condensat, en vies de formar una protoestrella. Es revelen, quan estan situades sobre un fons clar, com per exemple la Galàxia, com un enfosquiment del fons, per exemple la nebulosa anomenada Sac de Carbó, al costat de la constel·lació Creu del Sud, i la nebulosa anomenada de Cap de Cavall.

NEBULOSES

Els anomenats objectes de Herbig-Haro són nebuloses petites, variables, que apareixen i desapareixen en un període de pocs anys, que semblen consistir en grumolls de matèria gasosa projectats en els pols d'una estrella en formació, principalment en la fase de capoll. La seva lluminositat es produeix per col·lisió amb el núvol circumdant de gas, doncs produeixen una característica ona de xoc a causa de la gran velocitat amb que s'expulsen.

Altre tipus de nebuloses, amb una composició química rica en elements químics pesants (heli, carboni i nitrogen principalment) són restes de matèria estelar expulsada per les estrelles gegants i supergegants a gran velocitat (1000 Km/s) en un tipus d'estrelles anomenades de Wolf-Rayet. Nebuloses semblants a aquestes es produeixen també en les últimes etapes estelars, després de la formació de noves i supernoves.

A les nebuloses planetàries se les anomena així perquè moltes d'elles se semblen als planetes quan són observades a través d'un telescopi, encara que de fet són capes de material de les quals es va desprendre una estrella evolucionada de massa mitjana durant la seva última etapa d'evolució de gegant vermella abans de convertir-se en nana blanca. La nebulosa de l'Anell, en la constel·lació de Lira, és una planetària típica que té un període de rotació de 132.900 anys i una massa d'unes 14 vegades la massa del Sol. A la Via Làctia s'han descobert diversos milers de nebuloses planetàries. Més espectaculars, però menors en nombre, són els fragments d'explosions de supernoves, i potser la més famosa d'aquestes sigui la nebulosa del Cranc. Les nebuloses d'aquest tipus són radiofonts intenses, com a conseqüència de les explosions que les van formar i les probables restes de púlsars en que es van convertir les estrelles originàries.

http://www.portaleureka.com/accesible/astronomia/298-vida-estrelhttp:

http://www.bitacoradegalileo.com/2011/10/16/la-estrella-vega/

//www.xtec.cat/~rmolins1/textos/cat/nebulosa01.htmlas

http://www.bitacoradegalileo.com/2011/10/16/la-estrella-vega/

WEBGRAFIA