Naixement i funcionament d'una estrella

La qüestió de com s’han format les estrelles ha tingut entretinguts a tota una sèrie d’astrònoms que han procurat oferir resposta des del moment en què es demostrà que no eren immutables, quelcom del qual no en fa gaire temps, doncs des de l’època d’Aristòtil, que creia en la immutabilitat de les estrelles, fins als segle XVI ningú se’n va preocupar.

El Sol és una estrella mitjana que actualment es troba en la meitat de la seva activitat productiva, ja que té 4.600 milions d’anys i s’espera que en visqui uns altres 5.000 milions. Durant tot aquest temps ha estat capaç d’alimentar al planeta Terra amb tan sols una mig milmilionèsima part de l’energia que emet. Així és, de l’energia que el Sol desprèn cap al cosmos, nosaltres tan sols en rebem un 0,0000000005%. Tot i això, encara un 25% d’aquesta xifra tan insignificant la reflecteix el nostre planeta altre cop cap a l’espai. No obstant, els científics calculen que el 75% d’aquesta mig milmilionèsima que ens arriba diariament és equivalent a unes deu mil vegades el consum energètic industrial del món en un sol dia (i recordem que el Sol tan sols és una estrella mitjana). - És lògic que tinguem curiositat per saber d’on prové tota aquesta energia!!-.

Segurament aquestes xifres eren desconegudes en el moment en què els astrònoms van començar a plantejar-se la formació i origen d’una estrella, però tot i això ja s’havien adonat del seu immens potencial.

D’on prové l’energia d’una estrella?

Primers intents

El primer intent de resposta va ser del físic alemany Julius von Mayer, que creia que l’energia del Sol era alimentada pels constants meteorits que es precipitaven en la seva superfície. Ben aviat es va demostrar que aquesta teoria era insuficient.

Una altra solució va ser oferta pel també físic alemany Hermann von Helmholtz. Aquesta semblava més lògica, ja que deia que l’energia calorífica del Sol provenia de la seva pròpia contracció per l’efecte de la gravetat. No obstant, a través de càlculs, es va demostrar que si fos així fa 25 milions d’anys el Sol hauria hagut de tenir un volum tan gran que hauria sobrepassat l’òrbita del planeta Terra, fet que, evidentment, no va succeir. 

Trobant la resposta en els àtoms

La resposta fou clara al voltant dels anys 30, moment en què ja s’havien desenvolupat les bases de l’energia nuclear. Els treballs de Sir Arthur Eddington ho mostraren:

L’energia d’una estrella prové del seu interior, lloc on es produeix la conversió d’hidrogen en heli per fusió nuclear.

Això significa que una estrella deu la seva existència a la transformació d'hidrogen en heli, procés en el qual s'aconsegueix l'energia suficient com per mantenir-la en funcionament.D’aquesta manera una estrella és capaç d’emetre energia i brillar durant milions d’anys (temps que varia en funció de la seva grandària) i de manera contínua. 

Per a què dos àtoms d’hidrogen formin un d’heli es necessiten unes temperatures enormes (entre 10 i 20 milions de graus centígrads), ja que es necessiten vèncer les forces electromagnètiques de repulsió entre els nuclis d’hidrogen, qüestió que vam veure en l'entrada anterior.

Al conèixer d’on prové la immensa quantitat d’energia d’una estrella, anem a veure com es formen. 

Naixement d’una estrella

Les estrelles neixen a partir de la condensació d’un núvol còsmic. Els núvols còsmics estan formats per hidrogen (un 79%), heli (un 20%) i un 1% restant format per partícules i gasos que formen l’anomenada “pols còsmica”.

Quan aquest núvol còsmic es condensa en una regió de l’espai, per l’efecte de la gravetat dóna lloc a una estrella. Al comprimir-se aquest núvol, les temperatures que presenta són tan elevades que s’hi dóna lloc la fusió nuclear, que a la vegada incrementa l’escalfament.

Després del seu naixement, la conversió d’hidrogen en heli (el seu combustible) ocuparà la major part de la seva vida, durada de la qual dependrà de les seves dimensions: una estrella com el Sol té una esperança de vida d’uns 10.000 milions d’anys, mentre que una que és 5 vegades la massa solar viurà 100 milions d’anys. 

1 La fusió nuclear és el procés invers a la fissió nuclear, amb la qual funcionen actualment les centrals nuclears, i que consisteix en trencar un nucli atòmic.