Estela

Una estela (var. estiala, estrela) es una bola de plasma que genèra d'energia gràcias a la fusion nucleara. Leis estelas (manca lo Soleu) apareisson coma de ponchs luminós dins lo cèu de nuech, e beluguejan per encausa de l'atmosfèra terrèstra.

Formacion e evolucion thumb|Nívol molecular de la Nebulosa d'Orion (M42) vist per lo telescòpi espacial Hubble.

Leis estelas son formadas dins lei regions qu'an una densitat de matèria pus auta qu'aquela dau mitan interestellar. Aquela matèria es principalament facha d'idrogèn e d'èli. Tènon egalament un percentatge d'elements quimics pus pesants. Dins aquò, la pression d'aquelei zonas, dichas nívols moleculars, es inferiora ai vueges obtenguts dins lei laboratòris terrèstres. Un exemple fòrça celèbre d'una region d'aqueu tipe es la Nebulosa d'Orion (M42)Woodward, P. R. (1978). "Theoretical models of star formation". Annual review of astronomy and astrophysics 16: 555–584. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011. D'efècte, quand leis estèlas en formacion s'illuminan, esclairan de regions dei nívols moleculars autorizant lor observacion dempuei la Tèrra.

Formacion dei protoestelas

thumb|Globuls de Bok dins la region IC 2944 vist per lo telescòpi espacial Hubble.

La formacion d'una estela acomença amb una instabilitat gravitacionala dins un nívol molecular, generalament causada per leis ondas de tuert d'una supernova o per la collision entre doas galaxias. La durada de l'afondrament gravitacionau d'un nívol molecular es estimada entre 10 e 15 milions d'annadas. Durant l'afondrament dau nívol, de conglomerats pus dens e fachs de gas e de poussa se forman dins lo nívol. Aquelei conglomerats son dichs globuls de Bok. Pendent l'afondrament d'aquelei globuls, la temperatura e la pression aumentan. Puei, quand l'equilibri idrostatic es agantat, una protoestèla se forma au còr dau globulCourtney Seligman, Slow Contraction of Protostellar Cloud, . Aquelei protoestèlas son sovent enviroutadas per un disc protoplanetari.

Leis astres novèus amb una massa inferiora a doas massas solaras forman la classa deis estèlas variablas dau tipe T Tauri. Lei reaccions de fusion de l'idrogèn son pas encara començadas e l'energia provèn solament de la contraccion gravitacionala. De mai, leis estèlas d'aqueu tipe tènon un disc d'acrecion e una velocitat de rotacion importanta. Enfin, de giscles de matèria an generalament luòc de lòng de l'axe de rotacion de l'estela. Aquelei giscles son nomats objèctes Herbig-HaroBally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. (1996). "The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks". In Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier. Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995. Space Telescope Science Institute. p. 491. http://adsabs.harvard.edu/abs/1996swhs.conf..491B. Smith, Michael David (2004). The origin of stars. Imperial College Press. p. 176. ISBN 1-86094-501-5.. Ansin, lei rèstas dau nívol son finalament dispersats en causa dei giscles e dei radiacions deis estèlas novèlasMegeath, Tom (May 11, 2010). "Herschel finds a hole in space". ESA. .

Sequéncia principala

La sequéncia principala es una fasa que representa 90% de l'existéncia deis estelas. Pendent aqueu periòde, l'estela produtz d'èli a partir d'idrogèn per de reaccions de fusion nuclearas. Aqueleis estèlas son dichas estèlas nanetas. Lor concentracion d'èli aumenta donc progressivament. En consequéncia, per mantenir lei reaccions de fusion dins lo nuclèu, la temperatura e la luminositat aumentan tanben pauc a paucMengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G. (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series 40: 733–791. doi:10.1086/190603.. Per exemple, la luminositat dau Soleu auriá aumentat d'environ 40% dempuei 4,6 miliards d'annadasSackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418: 457. doi:10.1086/173407..

Cada estela de la sequéncia principala emet un vent estellar fach de particulas que constituisson un flux gasós continú vèrs l'Espaci. Per la màger part deis estèlas, la pèrda de massa causada per lo vent estellar es negligibla. Per exemple, lo Soleu pèrd 10-14 de sa massa cada an en causa dau vent solar, siá 0,01% de sa massa durant son existéncia complètaWood, B. E.; Müller, H.-R.; Zank, G. P.; Linsky, J. L. (2002). "Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity". The Astrophysical Journal 574 (1): 412–425. doi:10.1086/340797.. Dins aquò, una estèla supermassissa pòu pèrdre entre 10-7 e 10-5 de sa massa cada an, modificant fortament son evolucionde Loore, C.; de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M. (1977). "Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind". Astronomy and Astrophysics 61 (2): 251–259. . Ansin, una estela de 50 massas solaras pòu pèrdre la mitat de sa massa iniciala pendent son passatge sus la sequéncia principala"The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun". Royal Greenwich Observatory. .

La durada passada dins la sequéncia principala varia principalament en foncion de la quantitat iniciala d'idrogèn e de la velocitat de reaccions de fusion dau nuclèu. Valent a dire que lei dos paramètres importants son la massa e la luminositat inicialas. Per lo Soleu, aqueu periòde es estimat a 1010 annadas. Leis estèlas massissas comborisson fòrça rapidament sei resèrvas de carburant e an donc una existéncia corta. En revenge, leis estelas pus pichonas, dichas nanetas rojas, comborisson lentament sei resèrvas d'idrogèn e pòdon foncionar durant de desenaus o de centenaus de miliards d'annadasRichmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. .

Enfin, après la massa, un autre paramètre important es la quantitat d'elements pus pesants que l'èli. D'efècte, per leis astronòms, leis elements quimics pus pesants que l'èli son dichs metaus e sa concentracion es dicha metallicitat. Aquela metallicitat influéncia la durada dei reaccions de fusion, contraròtla la formacion dau camp magnetic de l'estela e modifica l'intensitat dau vent estellarPizzolato, N.; Ventura, P.; D'Antona, F.; Maggio, A.; Micela, G.; Sciortino, S. (2001). "Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests". Astronomy & Astrophysics 373: 597–607. doi:10.1051/0004-6361:20010626. "Mass loss and Evolution". UCL Astrophysics Group. .

Evolucion après la sequéncia principala

|thumb|Betelgeuse es una estela supergiganta roja dins la constellacion d'Orion.

Quand leis estelas amb una massa superiora a 0,4 massa solara agotan lei resèrvas d'idrogèn dau nuclèu, sei jaç exteriors se dilatan per formar una estela giganta roja. Per exemple, lo rai dau Soleu serà d'environ 150 milions de quilomètres dins cinc miliards d'annadas còntra a l'ora d'ara. Enterin, auriá perdut 30% de sa massa actuala en causa dei reaccions de fusion Schröder, K.-P.; Smith, Robert Connon (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386: 155. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x Palmer, Jason (2008-02-22). "Hope dims that Earth will survive Sun's death". NewScientist.com news service. .

Aquela dilatacion es entraïnada per dos fenomèns que son l'extension dei reaccions de fusion de l'idrogèn dins lei jaç exteriors de l'estela e la contraccion dau nuclèu ont acomençan lei reaccions de fusion de l'èliben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series 76: 55–114. doi:10.1086/191565.. Dins aquò, aquelei fenomèns son pas necessariament simultanèus. D'efècte, per leis estelas gigantas rojas amb una massa inferiora a 2,25 massas solaras, aquela transicion comença per l'aumentacion dau rai en causa de la fusion de l'idrogèn dins lei jaç exteriors. Puei, aquela dilatacion aumenta la pression dins lo nuclèu, permetent adonc lo començament dei reaccions implicant l'èli. En revenge, una massa superiora a 2,25 massas solaras es sufisenta per entraïnar la fusion de l'èli. La fusion de l'èli causa generalament una aumentacion brusca de la luminositat e de la temperatura de superficia. Enfin, après la consumacion dei resèrvas d'èli dau nuclèu, lei reaccions de fusion s'estendon ai jaç superiors.

Durant la fasa de fusion de l'èli, leis estelas d'una massa superiora a nòu massas solaras pòdon formar d'estèlas supergigantas. Après l'agotament dei resèrvas d'èli, aqueleis estèlas pòdon entraïnar la fusion d'elements pus pesants que l'èli. D'efècte, lo nuclèu se contracta e la fusion dau carbòni pòu començar. Puei, lei reaccions de fusion se propagan au neon, a l'oxigèn e au silici per pervenir a la produccion de fèrre qu'es lo darrier element produch. Ansin, certaneis estèlas ancianas aurián un nuclèu de fèrre mai leis elements pesants pòdon egalament agantar la superficia. Lo vent solar es adonc relativament dens.

Fin deis estelas

thumb|200px|right|Rèstas de supernova de la Nebulosa dau Cranc (M1).

Leis estelas ancianas dau tipe solar finisson per embandir au luench sei jaç exteriors e formar una nebulosa planetària. Se lei rèstas de l'estela an una massa mens importanta que 1,4 massas solaras, se pòdon contractar per formar un objècte amb una talha similara a la Tèrra dich naneta blancaLiebert, J. (1980). "White dwarf stars". Annual review of astronomy and astrophysics 18 (2): 363–398. doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002051.. Puei, après un periòde probablament fòrça lòng de refrejament, lei nanetas blancas vendrián de nanetas negras.

Per leis estelas pus massissas, lei reaccions de fusion contunian fins que la massa dau nuclèu de fèrre vèngue tròp importanta (environ 1,4 massas solaras). Lo nuclèu s'afondra adonc rapidament en causa de sa gravitat, causant una onda de tuert. Aquela onda entraïna l'explosion dei rèstas de l'estèla. Una explosion, dicha supernova, pòu èsser brevament tant lusenta coma una galaxia. Ansin, lei supernovas de la Via Lactèa foguèron descrichas coma d'estèlas novèlas per leis astronòms ancians"Introduction to Supernova Remnants". Goddard Space Flight Center.. La màger part de l'estela es ejectada au luench per l'explosion creant un tipe particular de nebulosa dich rèstas de supernova. Un exemple fòrça conegut es la Nebulosa dau Cranc (M1). De son caire, lo nuclèu vèn un pulsar o per leis estèlas pus massissas, un trauc negreFryer, C. L. (2003). "Black-hole formation from stellar collapse". Classical and Quantum Gravity 20: S73–S80. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309..

Lei jaç exteriors deis estelas expulsats dins l'Univèrs tènon un ròtle important car se pòdon reciclar dins la formacion d'estèlas novèlas e de planetas. Ansin, la bofada dei supernovas e lo vent estellar an una importància capitala dins la formacion dau mitan interestellar.

Caracteristicas

Massa