El cel nocturn atrau una mirada curiosa amb cossos celestes centelleigs: estrelles. Amb quina freqüència es fa un desig a la vista d’una estrella fugaç. Tot i que el seu nombre a l’Univers s’acosta als 100 quintillons, els científics encara tenen una pregunta sobre la vida útil dels cossos celestes lluminosos.
Una estrella anomenada Sol
En tots els aspectes, el Sol és una estrella típica que il·lumina la Terra durant uns cinc mil milions d’anys i continuarà brillant tant segons la investigació científica. La durada de la resplendor del Sol està influenciada per la quantitat de combustible del cos celeste.
De fet, es produeixen reaccions de fusió termonuclear en totes les estrelles, a causa de les quals s’observa la resplendor visual del cos. El procés de fusió es produeix com a resultat de reaccions als nuclis calents de les estrelles, on l’índex de temperatura arriba als 20 milions de ° C (20000273,15 kelvin).
Relatiu a la temperatura i distingeix els graus de reaccions que es produeixen al nucli, en molts casos a causa del color de la superfície de l'estrella. Les estrelles més fredes són vermelles, amb una temperatura de reacció central de fins a 3500 K. Les estrelles grogues que es veuen a través de binoculars tenen una temperatura central de fins a 5500 K, i les estrelles blaves, de 10.000 a 50.000 K.
La velocitat d’alliberament d’energia en una estrella i la seva vida útil
La vida estel·lar comença com una formació de núvols de pols i gas. En aquesta formació, comença la combustió de l’hidrogen, la producció d’heli. Quan l’hidrogen es crema completament, comencen els processos posteriors de les etapes de la formació d’un cos celeste, com la combustió de l’heli, on s’obtenen elements més pesats.
És l’indicador de temperatura de la crema d’una estrella, així com de la pressió gravitatòria de les capes externes, que afecta la velocitat d’alliberament d’energia del cos, que està directament relacionada amb la seva vida útil total. Els paràmetres anteriors de combustió i pressió externa, seguits d’un augment general de la massa d’un cos celeste, augmenten. Per tant, la velocitat de producció d’energia augmenta i, per tant, la lluminositat observada de les estrelles.
Les estrelles amb un pes cúbic massiu cremen el seu propi combustible nuclear molt més ràpidament, només durant diversos milions d’anys, alhora que són els cossos celestes més brillants. Els cossos de massa baixa cremen hidrogen de manera més econòmica i utilitzen el combustible amb més moderació, de manera que poden viure fins i tot més temps que l’Univers. Tot i que la lluminositat de les estrelles de baixa massa és petita i l’alliberament d’energia és feble, la seva vida pot arribar als 15.000 milions d’anys.
La vida de les estrelles i les seves generacions
La vida útil total de les estrelles depèn no només de la mida, sinó també de la composició inicial en la formació. Els primers cossos celestes de l’Univers van viure només unes desenes de milions d’anys, ja que tenien una mida enorme i compostes només d’hidrogen.
En els nuclis de cossos tan enormes i d’hidrogen, les reaccions termonuclears van continuar més ràpidament, en què l’hidrogen es va convertir en components més pesats i heli. A més, el nucli es refreda, ja que ni la temperatura ni la pressió són suficients per processar elements més pesats i l'estrella explota. Les restes després de l'explosió d'aquests cossos celestes formen estrelles noves, menys calentes i més brillants.
Una estrella, com el Sol, pertany a la tercera generació d’estrelles nanes grogues de classe espectral G. Quan es formen, aquestes estrelles contenen no només hidrogen, sinó també liti i heli. Passaran més de mil milions d’anys abans que el combustible d’hidrogen per a la vida útil s’esgoti en l’exemple d’una estrella com el Sol, ja que les estrelles típiques es troben al mig del seu propi camí vital.
