La Fe En Las Estrellas

Introducció: La formació de les estrelles

Les estrelles es creen a partir d´ un inmens núvol obscur que flota en l´ espai buit. És molt poc dens però

uniforme. Poc a poc, el núvol de gas comença a condensar−se al voltant d´ aquell punt de major densitat.

El procès és lent, i pot estar diversos milers d´anys sense canviar res.

Mil anys més tard al interior del núvol trobem una bola incandescent vint vegades més gran que el sol y cent

vegades més brillant que aquest. La calor en el seu interior és suficient per produir reaccions termonuclears

amb l´ hidrogen del nucli.

Però el naixement d´una estrella no sempre té un final feliç, si la seva massa és molt petita i no genera prou

temperatura ni pressió en el seu interior es crea una nana marrona.

Una vegada que l´estrella comença a formar−se, té que respectar dos equilibris fonamentals durant tota la seva

vida.

Equilibri tèrmic , és a dir, que tota l´ energia produida al seu interior té que estar igualada amb la seva

temperatura exterior i l´ interior.

·

Equilibri hidrostàtic; la pressió a qualsevol profunditat de l´estrella té que ser suficient per compensar el pes

de les capes superiors.

·

Ambdós equilibris es mantenen al llarg de milions d´anys, fins que el combustible nuclear comença a

esgotar−se. El temps que toma a esgotar l´hidrogen en el seu nucli depèn de la massa de l´estrella. Quan

s´acaba aquest element comença un procès anomenat combustió d´heli, ja que l´estrella l´utilitza per continuar

funcionant. Per cremar heli és més dificil que cremar l´hidrogen, ja que la repulsió elèctrica és el doble. En

conseqüència la temperatura al interior té que augmentar perquè la combustió es porti a fi. Degut a que

l´estrella va cremant els restes del seu combustible original, la pressió de la radiació cedeix davant el pes de

l´estrella. Com a conseqüència, el nucli es contrau cada cop més i augmenta la seva temperatura de 15 milions

de graus a 100 milions de graus.

En l´última fase de l´esgotament, l´hidrogen

...