LA MORT DE LES ESTRELLES.
La manera com mor un estrella dependrà de la seva massa. Les petites moren lentament i es van apagant a mesura que van quedant-se sense combustible. Les de massa mitjana, com per exemple el nostre sol, s'inflen en forma de nebuloses esfèriques nomenades planetàries i col·lapsen després. Però les més grans, que també són les menys abundants, i que també viuen més depreda, moren enmig de tremendes explosions que les acaben de destruir.
Una estrella és una esfera de gas on s'hi està lliurant una batalla entre la gravetat que la vol contraure i la fusió nuclear que la vol expandir. Aquest equilibri s'anirà mantenint mentre hi hagin reaccions nuclears que contrarestin a la gravetat. Però cap estel té el combustible interminable i quan s'acaba és quan comença a guanyar la gravetat i l'estel es mor.
El què queda després de la mort de l'estrella és una d'aquestes tres coses:
a) Una nana blanca.
b) Un estel de neutrons.
c) Un forat negre.
Totes aquestes tres coses son nomenades objectes compactes, és a dir molt petits però d'una immensa densitat deguda a la gravetat.
Gràcies a la millora de les tècniques d'observació actuals s'han identificat nombroses estrelles nanes blanques, amb més esforç també estrelles de neutrons i també semblen identificats alguns forats negres, a pesar de que aquests últims siguin un apartat encara no acabat en l'estudi del Univers.
LA MORT DEL ESTELS DE MASSA PETITA
Es consideren estels de massa petita a tots aquells que tenen una massa aproximadament la meitat de la massa que té el Sol o més petita encara.
Tenen corrents de convecció en tota el seu volum el que fa que els gasos es barregin contínuament de tal manera que mentre l’hidrogen es va consumint l'heli que es va formant es va repartint uniformement per tota l'estrella, el que fa que no sigui possible tenir un nucli d'heli envoltat per hidrogen no processat per la qual cosa no podrà convertir-se en un estel gegant.
Les estrelles de petita massa no poden fer reaccionar l'heli, és a dir, fusionar-lo perquè no arriben mai a tenir la temperatura suficient perquè passi això i es van apagant lentament.
MORT DE LES ESTRELLES DE MASSA MITJANA
Les estrelles de massa mitjana, és a dir, aquelles que tenen una massa compresa entre la meitat del Sol i unes quatre vegades més, si que poden desenvolupar un nucli d'heli rodejat d'una capa d'hidrogen encara no processat, el que fa que quan s'acaba l’hidrogen del seu nucli s'encén l’hidrogen de la capa envolvent i es converteixen en estrelles gegants, donat que tenen temperatura suficient per fusionar l'heli però tampoc poden arribar a tenir-ne suficient per iniciar la fusió del carboni que seria el combustible següent.
Quan arriben en aquest punt es col·lapsen i es converteixen en nanes blanques.
Les nanes blanques acaben amb un nucli de carboni que no ha pogut seguir el procés de la fusió, la qual cosa accelera la contracció del nucli i l'expansió de la capa que l'envolta. L'estrella creix fins a fer-se molt gran i molt freda i el seu propi vent estellar empenta a aquests materials a l'espai donant lloc a una capa de gasos en expansió anomenats nebuloses planetàries impulsades per un estel que ja està agonitzant. La M57 (nebulosa del "donut") n'és un exemple.
Aquestes capes esfèriques de gas es mouen a velocitats d'expansió de 30 quilometres per segon i poden durar de 30 a 100 mil anys. Al marxar-li aquestes capes que li servien d’aïllants el nucli del estel perd calor ràpidament, i es va contraient fins a nana blanca. Per tant, està previst que tant les estrelles roges de poca massa, com les estrelles de massa mitjana acaben convertint-se en nanes blanques.
La primera nana blanca que va descobrir-se va ser Sirius B la companya més dèbil de Sirius. Té una massa aproximadament igual a la del Sol, la seva temperatura és de 32000 K, ja que la seva lluminositat és tant petita la seva superfície també ho ha de ser. De fet és més petita que la nostra Terra.
Aquesta massa amb aquest tamany fan que la seva densitat mitja sigui superior als 3.106 grs/cm3. A la Terra una cullerada de Sirius B pesaria 15000 quilos.
Matemàticament s'ha calculat que si afegíssim més massa a una nana blanca, el radi es faria més petit, donat que aquest increment de massa augmentaria la seva gravetat i faria que es contragués mes fort. Si amb la massa afegida donés una massa total de 1,4 masses solars, el radi tendiria a zero, (Límit de Chandrasekar). Això dóna com a resultat que les estrelles de massa superior a 1,4 masses solars no poden convertir-se en nanes blanques exceptuant si perden massa per algun mecanisme i aconsegueixen tenir-ne per sota de 1,4 masses solars abans d'acabar la seves reaccions nuclears.
De fet, sabem que les estrelles perden massa. El vent solar són corrents de gas que s'escapen del nostre Sol a l'espai. Aquest fet s’ha comprovat també en altres estrelles des dels nostres observatoris de l'espai. Per tant, si les estrelles grans perden massa fins arribar a ser de massa mitjana, acabaran com nanes blanques, però no totes ho fan així.
MORT DE LES ESTRELLES DE MASSA MOLT GRAN
A mesura de que acaben el seu combustible nuclear, les estrelles de massa petita i mitjana, van morint-se més o menys plàcidament, potser el fet més violent és la formació de les nebuloses planetàries, però no totes acaben així.
Les estrelles més grans moren d'una manera més violenta, explosionant espectacularment en forma de Supernova amb la conseqüent destrucció de l'estrella. Això està previst per estrelles de masses compreses entre 3 i 9 masses solars.
De primer comencen la seva mort igual que les de massa mitjana. L'estel esgota el seu hidrogen del nucli i quan aquest es contrau comença a encendre's l’hidrogen de la capa envolvent que li fa augmentar el seu tamany. És capaç de fusionar l' Heli que passa a carboni i oxigen i comença a contraure's. Si la massa és, com hem dit, d’entre 3 i 9 masses solars, no té temps suficient per fusionar el Carboni que necessita aproximadament 600.000 K el que produeix una violenta explosió coneguda com detonació del carboni que pot ser suficientment potent com per desintegrar a l'estrella i formar el que en diem una Supernova . Les estrelles de massa superior a 9 masses solars no arriben a la temperatura de detonació del Carboni, ja que els seus nuclis estan tant calents que permeten fusionar al carboni a mesura que es va produint.
Per tant les estrelles que superen la temperatura de detonació del carboni continuen la seva vida fusionant elements més pesats, fins arribar al nucli de ferro que assenyala ja el seu final.
El nucli d'àtoms de ferro sòn molt estables i no participen en les reaccions productores d'energia, sinó que n'absorbeixen i això fa que el nucli es contragui cada vegada més ràpidament. Algunes d'aquestes reaccions donen neutrons emportant-se energia també. El resultat és un colapse catastròfic del nucli que acaba explotant i donant lloc a una supernova.
La primera supernova de la que en tenim coneixement és a Xina a la constel·lació del Taure, que va fer-se tant brillant que podia veure's durant el dia després va anar apagant-se durant dos anys encara. Quant molts anys mes tard s'hi varen enfocar telescopis potents, s'hi va trobar un núvol de gas expandint-se a 1400 km/s ( Nebulosa del Cranc). El compte enrera portà al nucli d'aquell estel comentat pels xinesos nou-cents anys abans.
Quan explosiona una Supernova de primer és molt lluminosa, (gairebé 100 Sols) després va decreixent i en qüestió de dos anys és fosca, deixant però unes restes de gas que ens assenyalen el lloc de l'explosió, i que reben el nom de "Remanents de Supernova" que duren desenes de milers d'anys fins que es perden barrejats amb material interestel.lar en l'espai sense fi.