Prepara tus exámenes y mejora tus resultados gracias a la gran cantidad de recursos disponibles en Docsity
Gana puntos ayudando a otros estudiantes o consíguelos activando un Plan Premium
Prepara tus exámenes
Prepara tus exámenes y mejora tus resultados gracias a la gran cantidad de recursos disponibles en Docsity
Prepara tus exámenes con los documentos que comparten otros estudiantes como tú en Docsity
Encuentra los documentos específicos para los exámenes de tu universidad
Estudia con lecciones y exámenes resueltos basados en los programas académicos de las mejores universidades
Responde a preguntas de exámenes reales y pon a prueba tu preparación
Consigue puntos base para descargar
Gana puntos ayudando a otros estudiantes o consíguelos activando un Plan Premium
Comunidad
Pide ayuda a la comunidad y resuelve tus dudas de estudio
Ebooks gratuitos
Descarga nuestras guías gratuitas sobre técnicas de estudio, métodos para controlar la ansiedad y consejos para la tesis preparadas por los tutores de Docsity
Asignatura: Ciencies naturals i la seva didactica, Profesor: , Carrera: Educació Primària, Universidad: UB
Tipo: Apuntes
1 / 22
Esta página no es visible en la vista previa
¡No te pierdas las partes importantes!
En oferta
JOSEP MARIA SOLANES MAJÚA PROFESSOR TITULAR DEL DEPARTAMENT D’A STRONOMIA I METEOROLOGIA DE LA UNIVERSITAT DE BARCELONA. DOCTOR EN FÍSICA. E SPECIALITZACIÓ EN LA FORMACIÓ I L’EVOLUCIÓ DE LES GALÀXIES I LA COSMOLOGIA.
1
© d’aquesta edició: UB Virtual, 2005
T1 LES ESTRELLES I EL MEDI INTERESTEL·LAR
Avui en dia es pot afirmar que la gran majoria dels objectes anomenats estrelles són semblants al Sol. Ens consta que aquestes es troben molt allunyades de la Terra, a distàncies tan enormes que la seva llum triga, en general, molts anys a arribar-hi. Encara que moltes d'elles brillen prou com per poder-les observar clarament a les nits, la conclusió inevitable és que la seva lluminositat, o sigui, l'energia que emeten cada segon a l'espai, ha de ser comparable a la del nostre Sol i que, per tant, només pot ser el producte de reaccions termonuclears que tenen lloc en el seus cors.
Ja hem comentat en temes anteriors que el primer esglaó en la determinació de distàncies còsmiques el proporciona el mètode de la paral·laxi trigonomètrica. Aquesta tècnica és una mesura de distàncies per triangulació que pren com a línia de base dos extrems diametralment oposats de l'òrbita de la Terra al voltant del Sol.
La paral·laxi (p) d'una estrella es defineix com la meitat del desplaçament angular aparent que experi- menta en el cel quan la Terra passa d'un punt de la seva òrbita a un altre d'oposat sis mesos més tard. Com més petita siguip més grossa serà la distànciad a l'estrella i viceversa.
Tenint en compte el valor de la unitat astronòmica (la distància mitjana que separa la Terra del Sol), una estrella amb un angle de paral·laxi d'1 segon d'arc (”) es troba a 3,09·10 13 km o, equivalentment, a 3,26 anys llum de nosaltres. Els astrònoms fan servir com a unitat de distància el parsec (pc), con- tracció de la frase anglesa«the distance at which the parallax is of one arcsecond», així que l'invers de la paral·laxi mesurada en unitats de segons d'arc dóna directament la distància a les estrelles mesura- da en parsecs (en unitats de 3,26 anys llum). Per exemple, una estrella amb una paral·laxi de 0,1 segons d'arc es troba a una distànciad = 1/(0,1) = 10pc, o bé 32,6 anys llum.
Totes les estrelles a excepció del Sol tenen angles de paral·laxi inferiors a un segon d'arc, és a dir, cap estrella que no sigui el Sol es troba a una distància de la Terra inferior a 1 parsec. Com que les paral·laxis estel·lars són tan petites, no va ser fins el 1838 que l'astrònom i matemàtic alemany Friedrich Wilhelm Bessel va mesurar per primera vegada la paral·laxi a una estrella, 61 Cygni, per la qual va obtenir un valor d'1/3 de segon d'arc –mesures modernes donen una paral·laxi de 0,289” i una distància de 3,46pc.
L'estrella més propera a nosaltres (sense comptar el Sol), Pròxima Centauri, té una paral·laxi de 0, segons d'arc, que la situa a una distànciad = 1/(0,772) = 1,30pc = 4,3 anys llum. Si fem l'analogia i suposem que la Terra és un gra de sorra que orbita un Sol de la mida d'una pilota de golf a la distàn- cia d'1 m, la nostra veïna Pròxima Centauri seria una altra pilota de golf situada a uns 270 km!
PÀGINA
T1 LES ESTRELLES I EL MEDI INTERESTEL·LAR
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
Les paral·laxis inferiors a 0,01” i, per tant, les distàncies superiors a uns 1/(0,01) = 100pc, són extre- madament difícils de mesurar acuradament des de la superfície terrestre perquè les imatges teòricament puntuals de les estrelles es veuen borroses, en part, pels efectes de la turbulència atmosfèrica. Per mesurar distàncies a estrelles més remotes, es fan servir observacions des de satèl·lits situats en òrbi- ta al voltant de la Terra.
Com que el mètode de la paral·laxi només pot fer-se servir per una part de les estrelles situades dins la nostra Galàxia (les més properes al Sol), podria semblar que té una utilitat més aviat limitada. Però ben al contrari, l'escala de distàncies còsmica té com a punt de partida les paral·laxis de les estrelles més properes. Així, qualsevol imprecisió en la determinació de les distàncies a les estrelles veïnes pot donar lloc a errors substancials a l'hora de mesurar l'univers extragalàctic. Per aquesta raó, els astrò- noms intenten perfeccionar contínuament la tècnica de les paral·laxis estel·lars.
La paral·laxi estel·lar reflecteix el moviment aparent de les estrelles a conseqüència de la translació de la Terra al voltant del Sol. Les estrelles però, a l’igual que el Sol, no són objectes fixos, sinó que es mouen per la Galàxia apropant-se o allunyant-se de nosaltres al llarg del temps a velocitats que poden arribar a ser de desenes o fins i tot de centenars de quilòmetres per segon. Aquests moviments reals de les estrelles provoquen també canvis en la seva posició dins l'esfera celest, encara que, a causa de la seva llunyania, són, com en el cas de la paral·laxi, molt difícils de percebre.
PÀGINA
T1 LES ESTRELLES I EL MEDI INTERESTEL·LAR
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
Figura 1. Mapa 3D de les 30 estrelles més properes al Sol. Noteu que moltes d'elles són membres de sistemes múltiples. Font: http://cwx.prenhall.com/bookbind/pubbooks/chaissonat4/ (data de consulta: abril de 2005).
Encara que totes les estrelles brillen a causa de les reaccions termonuclears que tenen lloc en els seus cors, no n’hi ha dues que tinguin lluminositats idèntiques. N’hi ha moltes menys lluminoses que el Sol, però també altres que tenen una lluminositat molt superior.
La lluminositat és una propietat intrínseca de les estrelles doncs no depèn de la localització o el movi- ment de l'observador. Però des de la Terra no es poden mesurar lluminositats o brillantors absolutes, sinó fluxos d'energia o brillantors aparents.
Per entendre la diferència entre ambdues magnituds, cal tenir present que l'energia emesa per qual- sevol font puntual de radiació en un determinat interval temporal, en avançar per l'espai separant-se de la font emissora, va repartint-se sobre la superfície d'esferes imaginàries cada vegada més grosses. Com que l'àrea d'aquestes esferes augmenta amb el quadrat del seu radi o, el que és el mateix, de la distància a la font, la quantitat d'energia que travessa cada segon una unitat d'àrea de qualsevol d'aquestes esferes imaginàries (és a dir el flux d'energia) disminueix amb el quadrat de la distància.
Així, si poguéssim duplicar la distància que ens separa d'una estrella determinada, la veuríem 2 2 = vegades més dèbil, mentre que si la tripliquéssim, la seva brillantor aparent es reduiria 3 2 =9 cops. Naturalment, la brillantor aparent és directament proporcional a la lluminositat, de manera que si es dobla la lluminositat es dobla també la brillantor aparent.
La mesura de la lluminositat d'una estrella, o de qualsevol altre objecte astronòmic, consta de dues parts:
La lluminositat es calcula multiplicant la brillantor aparent pel quadrat de la distància en les unitats adients.
Aquesta mena de càlculs mostren que les lluminositats de les estrelles oscil·len entre 1 milió de vega- des la del Sol i només una deumil·lèsima part, la qual cosa serveix per emfatitzar la gran diversitat que presenten les propietats estel·lars.
La funció de lluminositat de les estrelles (la densitat d'estrelles que hi ha per cada interval de llumi- nositat) en la nostra part de la Via Làctia indica que les estrelles intrínsecament poc brillants són molt més abundants que les d'alta lluminositat. Així, per exemple, de les 34 estrelles que hi ha a menys de 4 pc del Sol, només 3 (α Centauri, Siri i Proció) són més lluminoses que el Sol.
PÀGINA
T1 LES ESTRELLES I EL MEDI INTERESTEL·LAR
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
En lloc de mesurar la brillantor aparent en unitats delSI com els watts, els astrònoms utilitzen sovint una escala especial, anomenada escala de magnituds. Els orígens d'aquesta escala es remunten al segle II aC quan l'astrònom grec Hiparc va separar les estrelles que es podien observar a simple vista en sis grups: les més brillants van ser classificades com de primera magnitud, les que tenien una bri- llantor un 50% inferior les va considerar de segona magnitud, i així successivament, fins a arribar a les estrelles més dèbils que podia observar, que van ser classificades com de sisena magnitud. Cal adver- tir que com més gran és la magnitud d'un objecte més dèbil es veu, és a dir, més baixa és la seva brillantor aparent.
Aquestes magnituds són, magnituds aparents, atès que descriuen com de brillant és un objecte obser- vat des de la Terra. La magnitud aparent és una mesura alternativa de la brillantor aparent basada en la percepció que tenen els nostres ulls del flux d'energia que ens arriba d'un cert objecte celest.
Amb l'ús del telescopi i de detectors fotomètrics molt més sofisticats que els nostres ulls es va posar de manifest que les característiques fisiològiques de l'ull humà són tals que en cada salt d'una mag- nitud en la classificació d'Hiparc la brillantor aparent varia un factor d’aproximadament 2,5. Així, el rang sencer 1- 6 de magnituds definit per Hiparc cobreix un factor (2,5) 5 ~100 en brillantor aparent: una estrella de primera magnitud és doncs unes 100 vegades més brillant que una de sisena.
Això ens ha permès d’estendre actualment l'escala original d'Hiparc de vàries maneres:
Per poder comparar les propietats intrínseques de les estrelles, els astrònoms moderns han introduït també l'anomenada magnitud absoluta, la qual es defineix com la magnitud aparent que tindria qual- sevol objecte si estigués situat exactament a 10pc de la Terra.
Com que en aquesta definició la distància està fixada —el valor de 10 pc correspon a la distància a la que fa temps es va pensar que estava Vega, l’estrella que durant molts anys es va utilitzar per calibrar el zero de les escales de magnituds absolutes en diferents bandes—, la magnitud absoluta proporcio- na doncs una mesura de la lluminositat intrínseca dels objectes. Per exemple, si el Sol estigués situat a una distància de 10pc de la Terra tindria una magnitud aparent de +4,8. Per tant, aquest és el valor de la seva magnitud absoluta. Les magnituds absolutes de les estrelles oscil·len aproximadament entre +15 i –10. S’ha de recordar que al igual que passa amb les magnituds aparents, com més petit és el valor de la magnitud absoluta d'un objecte, més elevada és la seva brillantor intrínseca. PÀGINA
T1 LES ESTRELLES I EL MEDI INTERESTEL·LAR
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
Com mostra la figura 3, hi ha una relació quasi unívoca entre l’índex de color i la temperatura superfi- cial d'una estrella. Per tant, coneixent el valor de B-V per a una estrella determinada podem utilitzar aquest gràfic per inferir-ne la temperatura. El Sol, per exemple, té un índex de color B-V ~ 0.65 que correspon a una temperatura superficial de 5.800 K.
PÀGINA
T1 LES ESTRELLES I EL MEDI INTERESTEL·LAR
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
Figura 3. Temperatura superficial de les estrelles del catàleg d’Hipparcos en funció de l’índex de color B-V. Font: http://cwx.prenhall.com/bookbind/pubbooks/chaissonat4/ (data de consulta: abril de 2005).
A més de mitjançant mesures fotomètriques, la llum que arriba de les estrelles també és susceptible de ser analitzada espectroscòpicament.
Els espectres estel·lars mostren una sèrie de ratlles d'absorció produïdes en les capes altes de les atmosferes de les estrelles que sostreuen part de la radiació contínua emesa per la fotosfera densa i calenta. Les diferències en les intensitats de les ratlles d'absorció i, per tant, en el nombre de ratlles observades en els espectres de diferents estrelles, acostumen a ser molt marcades, com il·lustra la figura 4.
L'anàlisi detallada dels espectres estel·lars ha demostrat que aquestes diferències no són degudes a variacions en la composició química –la majoria d'estrelles tenen abundàncies elementals molt simi- lars– sinó que estan íntimament relacionades amb les temperatures superficials.
Així, segons la seva temperatura poden distingir:
PÀGINA
T1 LES ESTRELLES I EL MEDI INTERESTEL·LAR
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
modern de classificació espectral (també conegut com l'esquema de classificació espectral de Harvard) va ser creat per Annie Jump Cannon durant els anys 20. Originàriament aquest esquema feia servir lletres majúscules ordenades alfabèticament, però més tard va ser reordenat per reflectir correc- tament la seqüència de temperatures superficials. En ordre decreixent de temperatura, els tipus espectrals bàsics -hi ha alguna categoria addicional més que no es farà menció- comencen actualment per la lletra O (T > 25.000 K) i inclouen després les lletres B, A, F, G, K i M.
Els astrònoms han subdividit cadascuna d'aquestes classes en 10 subtipus identificats pels números sencers del 0 al 9. Per convenció, com més baix és el número, més calenta és l'estrella. Així, per exem- ple, el Sol es classifica com una estrella G2 (una mica més freda que una G1 i una mica més calenta que una G3), Vega és del tipus espectral A0 i la freda Betelgeuse de l’M2.
PÀGINA
T1 LES ESTRELLES I EL MEDI INTERESTEL·LAR
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
Encara que és possible arribar a mesurar directament el radi d’algunes de les estrelles més properes (v. fig. 5), la immensa majoria d'aquests objectes mostren un aspecte puntual, fins i tot, amb els teles- copis més potents. Hi ha però la possibilitat de determinar la mida de les estrelles fent servir un mètode indirecte basat en la relació que lliga el radis amb les lluminositats i les temperatures superficials.
Si es té en compte que els espectres estel·lars són tots molt similars al d'un cos negre perfecte -les ratlles d'absorció, encara que importants per determinar la composició química i la temperatura super- ficial de les estrelles, gairebé no modifiquen la distribució espectral global de la seva energia-, es pot fer servir la llei de Stefan-Boltzmann i el fet que l'àrea d'una esfera és proporcional al quadrat del seu radi per establir la relació: lluminositat α radi^2 x temperatura^4 , on el símbol α indica proporcionalitat. Aquesta relació mostra que coneixent la lluminositat d'una estrella (que pot inferir-se a partir de la seva distància i brillantor aparent) i la seva temperatura superficial (que pot obtenir-se a partir del seu tipus espectral) es pot calcular el seu radi.
La relació radi-lluminositat-temperatura ha permès determinar que els radis de la majoria de les estre- lles oscil·len entre 0,01 i 100 vegades el radi del Sol.
PÀGINA
T1 LES ESTRELLES I EL MEDI INTERESTEL·LAR
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
Figura 5. Imatge ultraviolada de Betelgeuse, en fals color, vista per una de les càmeres de l’HST. Font: http://hubblesite.org/newscenter (data de consulta: abril de 2005).
Al voltant del 90% de les estrelles en el veïnat del Sol, i probablement en tot l'univers, són estrelles de la seqüència principal. Un 9% són nanes blanques i quasi tot l'1% restant gegants vermelles.
El fet que la seqüència principal proporcioni una estreta relació entre la lluminositat i la temperatura d'un gran nombre d'estrelles pot ser utilitzat per determinar distàncies a partir dels espectres estel·lars.
En efecte, l'espectre d'una estrella permet inferir amb molta exactitud la seva temperatura superficial. Si es tracta d'un membre de la seqüència principal, llavors els valors possibles de la seva lluminositat queden molt restringits (hi ha una certa incertesa, reflectida en l'amplada finita d'aquesta banda, a causa de variacions en la composició química i l'edat). Una vegada coneguda la lluminositat, n’hi ha prou amb comparar-la amb la brillantor aparent (que disminueix amb el quadrat de la distància) per obtenir el valor d'aquesta última quantitat.
PÀGINA
T1 LES ESTRELLES I EL MEDI INTERESTEL·LAR
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
Figura 6. Diagrama Hertzprung-Rusell on es mostren les 4 regions principals on s’acumulen les estrelles i la posició de les més conegudes. Font: http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/images/stellarevolution/hrgenericsml.jpg (data de consul- ta: abril de 2005).
Aquesta tècnica d'utilitzar els espectres d'estrelles de la seqüència principal per inferir distàncies, ano- menada paral·laxi espectroscòpica (nom bastant infortunat perquè aquest mètode no té res a veure amb la paral·laxi geomètrica), permet afegir un nou esglaó a l'escala de distàncies còsmica ja que és útil per calcular distàncies d'estrelles situades a diversos milers de parsecs.
La incertesa en l'estimació de les lluminositats suposa un error en les distàncies obtingudes mitjançant la paral·laxi espectroscòpica de l'ordre del 25%, un error substancial segons els estàndards humans però perfectament acceptable en Astronomia.
Però, ¿com podem estar segurs que l'estrella a la qual volem aplicar el mètode de la paral·laxi espec- troscòpica és un membre de la seqüència principal i no una gegant vermella o una nana blanca?
La resposta es troba en l'amplada de les ratlles espectrals, que és particularment sensible a la den- sitat del gas que les crea. L’atmosfera d'una gegant vermella ésta molt més enrarida que la d'una estrella de la seqüència principal. Aquesta és, al seu torn, molt menys densa que la d'una nana blanca.
Així, estudiant l'amplada de les ratlles espectrals, es pot determinar amb considerable fiabilitat si una estrella és o no membre de la seqüència principal i, per tant, evitar de cometre errors importants a l'hora d'estimar distàncies mitjançant la paral·laxi espectroscòpica.
Al llarg dels anys els astrònoms han desenvolupat un sistema per classificar les estrelles segons l'am- plada de les seves ratlles espectrals. Com que aquesta propietat espectral ve determinada per la den- sitat de les atmosferes estel·lars, que està ben correlacionada amb la lluminositat, l'amplada de les ratlles espectrals agrupa les estrelles en classes de lluminositat.
La figura 7 mostra el diagrama H-R de 22.000 estrelles del catàleg d'Hipparcos juntament amb 1. estrelles de baixa lluminositat (essencialment nanes blanques) del catàlegGliese d'estrelles properes. En rosa s'indiquen les localitzacions aproximades i la nomenclatura de les classes de lluminositat estàndard. Com es fa evident observant aquest gràfic, la localització exacta d'una estrella en el dia- grama H-R es pot especificar en termes de propietats purament espectrals: el tipus espectral i la classe de lluminositat. La posició del Sol queda totalment fixada dient que és una estrella de classe G2V, mentre que Vega és de classe A0V i Betelgeuse de classe M2Ia.
PÀGINA
T1 LES ESTRELLES I EL MEDI INTERESTEL·LAR
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
La propietat més fonamental de les estrelles és la seva massa, perquè, no solament està fortament correlacionada amb la resta de propietats físiques, sinó que, també en determina l'estructura i la seva evolució.
L'estimació de les masses estel·lars no és gens trivial, atès que no pot fer-se directament. Com en el cas del Sol i dels planetes i els seus satèl·lits, la massa de les estrelles es pot mesurar observant la influència gravitatòria que exerceixen en cossos propers. La natura, afortunadament, ha facilitat que la meitat de les estrelles de l’entorn de la Terra formen part de sistemes múltiples en el que dues o més estrelles orbiten el centre de masses comú –per a estrelles aïllades es pot intentar controlar els seus sistemes planetaris– però encara hi ha pocs planetes extrasolars descoberts, de l'ordre d'un cen- tenar, i la incertesa de les mesures és, ara per ara, molt important.
La majoria de sistemes estel·lars múltiples són sistemes binaris, és a dir, parelles d'estrelles lligades gravitatòriament. Aquestes es classifiquen, en funció de la seva aparença i la facilitat amb què poden ser observades, en:
Aquestes categories de binàries no són mútuament excloents. Per exemple, una binària espectroscòpi- ca, on només es distingeix l'espectre d'una de les estrelles, podria ser també una binària eclipsant. Quan es dóna aquesta coincidència es poden utilitzar els eclipsis per obtenir informació sobre la com- ponent menys lluminosa.
Les binàries mencionades no s'han de confondre amb les estrelles dobles òptiques (també anomena- des binàries òptiques). Aquestes són simplement superposicions aparents de dues estrelles sobre l'esfera celest que, en realitat, estan molt separades entre si i no tenen cap relació física.
PÀGINA
T1 LES ESTRELLES I EL MEDI INTERESTEL·LAR
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
El període orbital i els semieixos majors de les òrbites de les dues components d'una binària és tot el que es necessita per determinar la massa de les estrelles components a partir de la tercera llei de Kepler modificada per la mecànica newtoniana. El període és el més fàcil d'obtenir ja que es pot inferir observant directament les òrbites de les dues estrelles (en una binària visual), o les oscil·lacions de les ratlles espectrals (en una binària espectroscòpica), o les fluctuacions de la corba de llum (en una binària eclipsant). El rang observat dels períodes orbitals de sistemes binaris és molt ampli: n’hi ha de només poques hores fins a segles.
Els paràmetres geomètrics de les òrbites, en canvi, només es poden obtenir fàcilment en el cas de binà- ries visuals si coneixem la distància al sistema. Per als altres tipus de binàries la informació orbital que es pot extreure és limitada i depèn del tipus de binària involucrat. En aquestes circumstàncies, sovint un s’ha de conformar a obtenir el valor de la suma de les dues masses o bé a posar límits superiors a aquestes.
Quasi totes les propietats estel·lars estan fortament correlacionades amb la massa. Dos bons exem- ples són el radi i la lluminositat de les estrelles de la seqüència principal, que augmenten a mesura que ho fa la massa en passar de les estrelles petites i fredes de tipus K i M, que tenen només unes dècimes de la massa solar, a les gegants blaves molt calentes, de tipus O i B, que arriben a assolir masses d'entre 10 i 20 vegades la del Sol.
De manera aproximada es pot dir que el radi s'incrementa més o menys amb proporció directa a la massa, mentre que la lluminositat ho fa amb el cub de la massa.
El temps de vida d'una estrella es pot estimar simplement dividint la quantitat de combustible que dis- posa (és a dir, la seva massa) pel ritme al qual es consumeix aquest combustible (és a dir, la seva lluminositat). Com que la lluminositat augmenta amb el cub de la massa, el temps de vida de les estre- lles varia, aproximadament, amb l'invers del quadrat d'aquesta última propietat. En essència, això vol dir que com més massiva és una estrella més curta és la seva vida.
Així, per exemple, una estrella de tipus O de 20 masses solars té un temps de vida estimat que és 1/(20) 2 =1/400 part dels 10 mil milions d'anys que es preveu que durarà el nostre Sol o, el que és el mateix, de només uns 25 milions d'anys. Es pot estar segur que totes les estrelles de tipus O i B que s’observen tenen edats que no ultrapassen unes desenes de milions d'anys. Les estrelles massives amb edat per sobre d'aquest límit ja han exhaurit tot el seu combustible nuclear i no emeten grans quantitats d'energia. A efectes pràctics es pot afirmar que han mort.
En la banda oposada de la seqüència principal, les nanes vermelles de tipus K i M disposen de poc combustible, però com que el consumeixen molt a poc a poc (tenen lluminositats bastant baixes) tenen un temps de vida garantit que pot arribar a ser 100 vegades superior al del Sol.
PÀGINA
T1 LES ESTRELLES I EL MEDI INTERESTEL·LAR
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
