Aunque las estrellas parecen eternas en la escala de tiempo humana, ellas, como todo en la naturaleza, nacen, viven y mueren. Según la hipótesis generalmente aceptada de la nube de gas y polvo, una estrella nace como resultado de la compresión gravitacional de una nube interestelar de gas y polvo. A medida que dicha nube se espesa, primero se forma protoestrella, la temperatura en su centro aumenta constantemente hasta alcanzar el límite necesario para que la velocidad del movimiento térmico de las partículas supere el umbral después del cual los protones pueden superar las fuerzas macroscópicas de repulsión electrostática mutua ( cm. Ley de Coulomb) y reaccionar termo. fusión nuclear (cm. Decaimiento y fusión nuclear).
Como resultado de una reacción de fusión termonuclear de varias etapas, cuatro protones forman finalmente un núcleo de helio (2 protones + 2 neutrones) y se libera toda una fuente de diversas partículas elementales. En el estado final, la masa total de las partículas formadas es menos masas de los cuatro protones originales, lo que significa que durante la reacción, energía gratis (cm. Teoría de la relatividad). Debido a esto, el núcleo interno de la estrella recién nacida se calienta rápidamente a temperaturas ultra altas y su exceso de energía comienza a salpicar hacia su superficie menos caliente y hacia afuera. Al mismo tiempo, la presión en el centro de la estrella comienza a aumentar ( cm. Ecuación de estado de un gas ideal). Así, al "quemar" hidrógeno en el proceso de una reacción termonuclear, la estrella no permite que las fuerzas de atracción gravitacional se compriman a un estado superdenso, contrarrestando el colapso gravitacional con una presión térmica interna continuamente renovada, lo que da como resultado una estabilidad. equilibrio energético. Se dice que las estrellas que queman hidrógeno activamente se encuentran en la "fase primaria" de su ciclo de vida o evolución ( cm. diagrama de Hertzsprung-Russell). La transformación de un elemento químico en otro dentro de una estrella se llama fusión nuclear o nucleosíntesis.
En particular, el Sol ha estado en la etapa activa de quema de hidrógeno en el proceso de nucleosíntesis activa durante aproximadamente 5 mil millones de años, y las reservas de hidrógeno en el núcleo para su continuación deberían ser suficientes para nuestra luminaria durante otros 5,5 mil millones de años. Cuanto más masiva es la estrella, mayor es el suministro de combustible de hidrógeno que tiene, pero para contrarrestar las fuerzas del colapso gravitacional debe quemar hidrógeno a una intensidad que supere la tasa de crecimiento de las reservas de hidrógeno a medida que aumenta la masa de la estrella. Así, cuanto más masiva es una estrella, más corta es su vida, determinada por el agotamiento de las reservas de hidrógeno, y las estrellas más grandes literalmente se queman en “unas” decenas de millones de años. Las estrellas más pequeñas, en cambio, viven cómodamente cientos de miles de millones de años. Entonces, en esta escala, nuestro Sol pertenece a la "clase media fuerte".
Sin embargo, tarde o temprano, cualquier estrella consumirá todo el hidrógeno apto para la combustión en su horno termonuclear. ¿Que sigue? También depende de la masa de la estrella. El sol (y todas las estrellas que no superan su masa en más de ocho veces) acaban con mi vida de una manera muy banal. A medida que se agotan las reservas de hidrógeno en las entrañas de la estrella, las fuerzas de compresión gravitacional, que han estado esperando pacientemente esta hora desde el momento mismo del nacimiento de la estrella, comienzan a tomar ventaja, y bajo su influencia. la estrella comienza a encogerse y volverse más densa. Este proceso tiene un doble efecto: la temperatura en las capas inmediatamente alrededor del núcleo de la estrella aumenta hasta un nivel en el que el hidrógeno contenido allí finalmente sufre una fusión termonuclear para formar helio. Al mismo tiempo, la temperatura en el propio núcleo, ahora compuesto casi exclusivamente de helio, aumenta tanto que el propio helio es una especie de "ceniza" de la materia en descomposición. reacción primaria nucleosíntesis: entra en una nueva reacción de fusión termonuclear: tres núcleos de helio forman un núcleo de carbono. Este proceso de reacción de fusión termonuclear secundaria, para el cual los productos de la reacción primaria sirven como combustible, es uno de puntos clave ciclo de vida de las estrellas.
Durante la combustión secundaria de helio en el núcleo de la estrella, se libera tanta energía que la estrella literalmente comienza a inflarse. En particular, la capa del Sol en esta etapa de la vida se expandirá más allá de la órbita de Venus. En este caso, la energía total de la radiación de la estrella permanece aproximadamente al mismo nivel que durante la fase principal de su vida, pero como esta energía ahora se emite a través de una superficie mucho mayor, la capa exterior de la estrella se enfría hasta el parte roja del espectro. La estrella se convierte en gigante roja.
Para las estrellas de clase solar, una vez agotado el combustible que alimenta la reacción de nucleosíntesis secundaria, comienza de nuevo la etapa de colapso gravitacional, esta vez definitiva. La temperatura dentro del núcleo ya no puede aumentar al nivel necesario para iniciar el siguiente nivel de reacción termonuclear. Por lo tanto, la estrella se contrae hasta que las fuerzas de atracción gravitacional se equilibran con la siguiente barrera de fuerza. Su papel lo desempeña presión de gas de electrones degenerada(cm. límite de Chandrasekhar). Los electrones, que hasta esta etapa desempeñaban el papel de extras desempleados en la evolución de la estrella, no participando en las reacciones de fusión nuclear y moviéndose libremente entre los núcleos en el proceso de fusión, en una determinada etapa de compresión se encuentran privados de "espacio vital". y comenzar a "resistir" una mayor compresión gravitacional de la estrella. El estado de la estrella se estabiliza y se vuelve degenerada. enano blanco, que irradiará calor residual al espacio hasta que se enfríe por completo.
Las estrellas más masivas que el Sol se enfrentan a un final mucho más espectacular. Después de la combustión del helio, su masa durante la compresión resulta suficiente para calentar el núcleo y la cubierta a las temperaturas necesarias para iniciar las siguientes reacciones de nucleosíntesis (carbono, luego silicio, magnesio) y así sucesivamente, a medida que aumentan las masas nucleares. Además, con el inicio de cada nueva reacción en el núcleo de la estrella, la anterior continúa en su capa. De hecho, todo elementos químicos hasta el hierro que compone el Universo se formaron precisamente como resultado de la nucleosíntesis en las profundidades de estrellas moribundas de este tipo. Pero el hierro es el límite; no puede servir como combustible para reacciones de fusión o desintegración nuclear a cualquier temperatura o presión, ya que tanto su desintegración como la adición de nucleones adicionales requieren una afluencia de energía externa. Como resultado, una estrella masiva acumula gradualmente un núcleo de hierro en su interior, que ya no puede servir como combustible para más reacciones nucleares.
Una vez que la temperatura y la presión dentro del núcleo alcanzan un cierto nivel, los electrones comienzan a interactuar con los protones de los núcleos de hierro, dando como resultado la formación de neutrones. Y en un período de tiempo muy corto (algunos teóricos creen que esto es cuestión de segundos), los electrones libres durante la evolución anterior de la estrella se disuelven literalmente en los protones de los núcleos de hierro, toda la sustancia del núcleo de la estrella se convierte en un grupo sólido de neutrones y comienza a comprimirse rápidamente en un colapso gravitacional, ya que la presión contraria del gas de electrones degenerado cae a cero. La capa exterior de la estrella, debajo de la cual se elimina todo soporte, colapsa hacia el centro. La energía de la colisión de la capa exterior colapsada con el núcleo de neutrones es tan alta que rebota a enorme velocidad y se dispersa en todas direcciones desde el núcleo, y la estrella literalmente explota en un destello cegador. supernova estrellas. En cuestión de segundos, una explosión de supernova puede liberar más energía al espacio que todas las estrellas de la galaxia juntas durante el mismo tiempo.
Después de una explosión de supernova y la expansión de una capa de estrellas con una masa de aproximadamente 10 a 30 masas solares, el actual colapso gravitacional conduce a la formación de una estrella de neutrones, cuya materia se comprime hasta que comienza a hacerse sentir. presión de neutrones degenerados - En otras palabras, ahora los neutrones (al igual que los electrones antes) comienzan a resistir una mayor compresión, lo que requiere a mí mismo espacio vital. Esto suele ocurrir cuando la estrella alcanza un tamaño de unos 15 km de diámetro. El resultado es una estrella de neutrones que gira rápidamente y emite pulsos electromagnéticos a la frecuencia de su rotación; tales estrellas se llaman púlsares. Finalmente, si la masa del núcleo de la estrella excede las 30 masas solares, nada podrá detener su posterior colapso gravitacional y se producirá una explosión de supernova.
El nacimiento de estrellas y galaxias enteras se produce de forma permanente, al igual que su muerte. La desaparición de una estrella compensa la aparición de otra, por eso nos parece que las mismas luminarias están constantemente en el cielo.
Las estrellas deben su nacimiento al proceso de compresión de la nube interestelar, que se ve afectada por una fuerte caída de la presión del gas. Dependiendo de la masa del gas comprimido, el número de estrellas que nacen cambia: si es pequeña, nace una estrella, si es grande, entonces es posible la formación de un cúmulo completo.
Etapas del surgimiento de una estrella.
Aquí es necesario distinguir dos etapas principales: la compresión rápida de la protoestrella y la lenta. En el primer caso rasgo distintivo es la gravedad: la materia de la protoestrella realiza casi caida libre a su centro. En esta etapa, la temperatura del gas permanece sin cambios, su duración es de unos 100 mil años y durante este tiempo el tamaño de la protoestrella disminuye de manera muy significativa.
Y si en la primera etapa el exceso de calor desaparecía constantemente, entonces la protoestrella se vuelve más densa. La eliminación de calor ya no se produce a un ritmo tan elevado; el gas continúa comprimiéndose y calentándose rápidamente. La lenta compresión de la protoestrella dura aún más: más de diez millones de años. Al alcanzar una temperatura ultraalta (más de un millón de grados), las reacciones termonucleares pasan factura y provocan el cese de la compresión. Después de lo cual se forma una nueva estrella a partir de la protoestrella.
Ciclo de vida de una estrella
Las estrellas son como organismos vivos: nacen, alcanzan su punto máximo de desarrollo y luego mueren. Los cambios importantes comienzan cuando la parte central de la estrella se queda sin hidrógeno. Comienza a quemarse ya en el caparazón, aumentando gradualmente su tamaño, y la estrella puede convertirse en una gigante roja o incluso en una supergigante.
Todas las estrellas tienen ciclos de vida completamente diferentes, todo depende de su masa. Los que pesan más viven más y eventualmente explotan. Nuestro Sol no es una estrella masiva, por lo que los cuerpos celestes de este tipo enfrentan un final diferente: gradualmente se desvanecen y se convierten en una estructura densa llamada enana blanca.
gigante roja
Las estrellas que han agotado su suministro de hidrógeno pueden adquirir tamaños colosales. Estas luminarias se llaman gigantes rojas. Su característica distintiva, además de su tamaño, es su atmósfera ampliada y muy baja temperatura superficies. Las investigaciones han demostrado que no todas las estrellas pasan por esta etapa de desarrollo. Sólo aquellas estrellas con una masa significativa se convierten en gigantes rojas.
Los representantes más llamativos son Arcturus y Antare, cuyas capas visibles tienen una temperatura relativamente baja y la capa descargada tiene una extensión considerable. En el interior de los cuerpos se produce un proceso de ignición del helio, caracterizado por la ausencia fluctuaciones bruscas luminosidad
enano blanco
Las estrellas pequeñas en tamaño y masa se convierten en enanas blancas. Su densidad es extremadamente alta (alrededor de un millón de veces mayor que la densidad del agua), razón por la cual la sustancia de la estrella pasa a un estado llamado "gas degenerado". En el interior de la enana blanca no se observan reacciones termonucleares, y sólo el hecho de enfriarse le da luz. El tamaño de la estrella en este estado es extremadamente pequeño. Por ejemplo, muchas enanas blancas tienen un tamaño similar al de la Tierra.
Estudiar la evolución estelar es imposible observando una sola estrella: muchos cambios en las estrellas ocurren demasiado lentamente como para notarlos, incluso después de muchos siglos. Por lo tanto, los científicos estudian muchas estrellas, cada una de las cuales se encuentra en una determinada etapa de su ciclo de vida. En las últimas décadas, la modelización de la estructura de las estrellas mediante tecnología informática se ha generalizado en la astrofísica.
YouTube enciclopédico
1 / 5
✪ Estrellas y evolución estelar (narrado por el astrofísico Sergei Popov)
✪ Estrellas y evolución estelar (narrado por Sergey Popov e Ilgonis Vilks)
✪ Evolución de las estrellas. Evolución de un gigante azul en 3 minutos
✪ Surdin V.G. Evolución estelar parte 1
✪ S. A. Lamzin - “Evolución estelar”
Subtítulos
Fusión termonuclear en el interior de las estrellas
Estrellas jóvenes
El proceso de formación de estrellas se puede describir de forma unificada, pero las etapas posteriores de la evolución de una estrella dependen casi por completo de su masa, y sólo al final de la evolución de la estrella su composición química puede desempeñar un papel.
Estrellas jóvenes de baja masa
Estrellas jóvenes baja masa(hasta tres masas solares) [ ], que se acercan a la secuencia principal, son completamente convectivos: el proceso de convección cubre todo el cuerpo de la estrella. Se trata esencialmente de protoestrellas, en cuyos centros apenas comienzan las reacciones nucleares, y toda la radiación se produce principalmente debido a la compresión gravitacional. Hasta que se establece el equilibrio hidrostático, la luminosidad de la estrella disminuye a una temperatura efectiva constante. En el diagrama de Hertzsprung-Russell, estas estrellas forman una trayectoria casi vertical llamada trayectoria de Hayashi. A medida que la compresión disminuye, la joven estrella se acerca a la secuencia principal. Los objetos de este tipo están asociados con las estrellas T Tauri.
En este momento, para las estrellas con una masa superior a 0,8 masas solares, el núcleo se vuelve transparente a la radiación y la transferencia de energía radiativa en el núcleo se vuelve predominante, ya que la convección se ve cada vez más obstaculizada por la creciente compactación de la materia estelar. En las capas exteriores del cuerpo de la estrella predomina la transferencia de energía convectiva.
No se sabe con certeza qué características tienen las estrellas de menor masa en el momento de ingresar a la secuencia principal, ya que el tiempo que estas estrellas pasan en la categoría joven excede la edad del Universo [ ] . Todas las ideas sobre la evolución de estas estrellas se basan únicamente en cálculos numéricos y modelos matemáticos.
A medida que la estrella se contrae, la presión del gas de electrones degenerado comienza a aumentar y cuando se alcanza un cierto radio de la estrella, la compresión se detiene, lo que provoca que se detenga el aumento adicional de temperatura en el núcleo de la estrella causado por la compresión, y luego a su disminución. Para estrellas de menos de 0,0767 masas solares, esto no sucede: la energía liberada durante las reacciones nucleares nunca es suficiente para equilibrar presión interna y compresión gravitacional. Estas "estrellas inferiores" emiten más energía de la que se produce durante las reacciones termonucleares y se clasifican como las llamadas enanas marrones. Su destino es una compresión constante hasta que la presión del gas degenerado la detenga, y luego un enfriamiento gradual con el cese de todas las reacciones termonucleares que han comenzado.
Estrellas jóvenes de masa intermedia
Estrellas jóvenes de masa intermedia (de 2 a 8 masas solares) [ ] evolucionan cualitativamente exactamente de la misma manera que sus hermanas y hermanos menores, con la excepción de que no tienen zonas convectivas hasta la secuencia principal.
Los objetos de este tipo están asociados con los llamados. Ae\Be Herbig estrellas con variables irregulares de clase espectral B-F0. También exhiben discos y chorros bipolares. La tasa de salida de materia de la superficie, la luminosidad y la temperatura efectiva son significativamente más altas que las de T Taurus, por lo que calientan y dispersan efectivamente los restos de la nube protoestelar.
Estrellas jóvenes con una masa superior a 8 masas solares
Las estrellas con tales masas ya tienen las características de las estrellas normales, ya que pasaron por todas las etapas intermedias y pudieron alcanzar tal velocidad de reacciones nucleares que compensaron la energía perdida por la radiación mientras se acumulaba masa para lograr el equilibrio hidrostático del núcleo. En estas estrellas, la salida de masa y luminosidad es tan grande que no sólo detienen el colapso gravitacional de las regiones exteriores de la nube molecular que aún no han pasado a formar parte de la estrella, sino que, por el contrario, las dispersan. Por tanto, la masa de la estrella resultante es notablemente menor que la masa de la nube protoestelar. Lo más probable es que esto explique la ausencia en nuestra galaxia de estrellas con una masa superior a unas 300 masas solares.
Ciclo de vida media de una estrella
Las estrellas vienen en una amplia variedad de colores y tamaños. Por tipo espectral van del azul intenso al rojo frío y por masa, según las últimas estimaciones, entre 0,0767 y unas 300 masas solares. La luminosidad y el color de una estrella dependen de la temperatura de su superficie, que a su vez está determinada por su masa. Todas las nuevas estrellas “toman su lugar” en la secuencia principal según su composición química y masa. Naturalmente, no estamos hablando del movimiento físico de la estrella, solo de su posición en el diagrama indicado, dependiendo de los parámetros de la estrella. De hecho, el movimiento de una estrella a lo largo del diagrama corresponde únicamente a un cambio en los parámetros de la estrella.
La “quema” termonuclear de materia, reanudada a un nuevo nivel, provoca una monstruosa expansión de la estrella. La estrella se "hincha", volviéndose muy "suelta" y su tamaño aumenta aproximadamente 100 veces. Entonces la estrella se convierte en una gigante roja y la fase de combustión de helio dura unos varios millones de años. Casi todas las gigantes rojas son estrellas variables.
Etapas finales de la evolución estelar
Estrellas viejas con poca masa.
En la actualidad, no se sabe con certeza qué sucede con las estrellas luminosas después de que se agota el suministro de hidrógeno en sus núcleos. Dado que la edad del Universo es de 13,7 mil millones de años, lo cual no es suficiente para que se agote el suministro de combustible de hidrógeno en tales estrellas, teorías modernas se basan en modelos informáticos de los procesos que tienen lugar en este tipo de estrellas.
Algunas estrellas sólo pueden sintetizar helio en determinadas zonas activas, lo que provoca inestabilidad y fuertes vientos estelares. En este caso, no se produce la formación de una nebulosa planetaria, y la estrella sólo se evapora, volviéndose incluso más pequeña que una enana marrón [ ] .
Una estrella con una masa inferior a 0,5 solares no es capaz de convertir helio incluso después de que se detengan las reacciones que involucran hidrógeno en su núcleo; la masa de dicha estrella es demasiado pequeña para proporcionar una nueva fase de compresión gravitacional en un grado suficiente para "encenderse". helio Entre estas estrellas se incluyen las enanas rojas, como Próxima Centauri, cuyo tiempo de residencia en la secuencia principal oscila entre decenas de miles de millones y decenas de billones de años. Después del cese de las reacciones termonucleares en sus núcleos, estos, enfriándose gradualmente, seguirán emitiendo débilmente en los rangos infrarrojo y microondas del espectro electromagnético.
estrellas de tamaño mediano
Al llegar estrella tamaño promedio(de 0,4 a 3,4 masas solares) [ ] de la fase de gigante roja, el hidrógeno se agota en su núcleo y comienzan las reacciones de síntesis de carbono a partir de helio. Este proceso ocurre a temperaturas más altas y por lo tanto el flujo de energía desde el núcleo aumenta y, como resultado, las capas externas de la estrella comienzan a expandirse. El inicio de la síntesis de carbono marca una nueva etapa en la vida de una estrella y continúa durante algún tiempo. Para una estrella de tamaño similar al Sol, este proceso puede tardar unos mil millones de años.
Los cambios en la cantidad de energía emitida hacen que la estrella atraviese períodos de inestabilidad, incluidos cambios de tamaño, temperatura de la superficie y liberación de energía. La producción de energía se desplaza hacia la radiación de baja frecuencia. Todo esto va acompañado de una creciente pérdida de masa debido a fuertes vientos estelares e intensas pulsaciones. Las estrellas en esta fase se denominan “estrellas de tipo tardío” (también “estrellas retiradas”), OH -IR estrellas o estrellas tipo Mira, dependiendo de sus características exactas. El gas expulsado es relativamente rico en elementos pesados producidos en el interior de la estrella, como oxígeno y carbono. El gas forma una capa en expansión y se enfría a medida que se aleja de la estrella, lo que permite la formación de partículas y moléculas de polvo. Con la fuerte radiación infrarroja de la estrella fuente, en tales capas se crean las condiciones ideales para la activación de máseres cósmicos.
Las reacciones de combustión termonuclear del helio son muy sensibles a la temperatura. A veces esto conduce a una gran inestabilidad. Surgen fuertes pulsaciones que, como resultado, imparten suficiente aceleración a las capas externas para que se desprendan y se conviertan en una nebulosa planetaria. En el centro de tal nebulosa permanece el núcleo desnudo de la estrella, en el que se detienen las reacciones termonucleares y, a medida que se enfría, se convierte en una enana blanca de helio, que generalmente tiene una masa de hasta 0,5-0,6 masas solares y un diámetro. del orden del diámetro de la Tierra.
La gran mayoría de las estrellas, incluido el Sol, completan su evolución contrayéndose hasta que la presión de los electrones degenerados equilibra la gravedad. En este estado, cuando el tamaño de la estrella disminuye cien veces y la densidad se vuelve un millón de veces mayor que la densidad del agua, la estrella se llama enana blanca. Se ve privado de fuentes de energía y, al enfriarse gradualmente, se convierte en una enana negra invisible.
En estrellas más masivas que el Sol, la presión de los electrones degenerados no puede detener una mayor compresión del núcleo, y los electrones comienzan a ser "presionados" hacia los núcleos atómicos, lo que convierte los protones en neutrones, entre los cuales no hay fuerzas de repulsión electrostática. Esta neutronización de la materia lleva al hecho de que el tamaño de la estrella, que ahora es, de hecho, un enorme núcleo atómico, se mide en varios kilómetros y su densidad es 100 millones de veces mayor que la densidad del agua. Un objeto así se llama estrella de neutrones; su equilibrio se mantiene gracias a la presión de la materia neutrónica degenerada.
Estrellas supermasivas
Después de que una estrella con una masa superior a cinco masas solares entra en la etapa de supergigante roja, su núcleo comienza a encogerse bajo la influencia de la gravedad. A medida que avanza la compresión, la temperatura y la densidad aumentan y comienza una nueva secuencia de reacciones termonucleares. En tales reacciones se sintetizan elementos cada vez más pesados: helio, carbono, oxígeno, silicio y hierro, lo que frena temporalmente el colapso del núcleo.
Como resultado, a medida que se forman elementos cada vez más pesados de la tabla periódica, el hierro-56 se sintetiza a partir del silicio. En esta etapa, una mayor fusión termonuclear exotérmica se vuelve imposible, ya que el núcleo de hierro-56 tiene un defecto de masa máximo y la formación de núcleos más pesados con liberación de energía es imposible. Por lo tanto, cuando el núcleo de hierro de una estrella alcanza un cierto tamaño, la presión en él ya no es capaz de soportar el peso de las capas superpuestas de la estrella y se produce un colapso inmediato del núcleo con la neutronización de su materia.
Lo que sucederá a continuación aún no está del todo claro, pero, en cualquier caso, los procesos que tienen lugar en cuestión de segundos conducen a una explosión de supernova de increíble poder.
Fuertes chorros de neutrinos y un campo magnético giratorio expulsan gran parte del material acumulado en la estrella. [ ] - los denominados elementos de asiento, incluidos el hierro y los elementos más ligeros. La materia que explota es bombardeada por neutrones que se escapan del núcleo estelar, capturándolos y creando así un conjunto de elementos más pesados que el hierro, incluidos los radiactivos, hasta el uranio (y quizás incluso el californio). Así, las explosiones de supernovas explican la presencia de elementos más pesados que el hierro en la materia interestelar, pero ésta no es la única Una salida posible su formación, como lo demuestran, por ejemplo, las estrellas de tecnecio.
Onda explosiva y Chorros de neutrinos alejan la materia de la estrella moribunda. [ ] al espacio interestelar. Posteriormente, a medida que se enfríe y se mueva por el espacio, este material de supernova puede colisionar con otros “salvamentos” cósmicos y, posiblemente, participar en la formación de nuevas estrellas, planetas o satélites.
Los procesos que ocurren durante la formación de una supernova aún se están estudiando y hasta el momento no hay claridad al respecto. También es cuestionable lo que realmente queda de la estrella original. Sin embargo, se barajan dos opciones: estrellas de neutrones y agujeros negros.
Estrellas de neutrones
Se sabe que en algunas supernovas, la fuerte gravedad en las profundidades de la supergigante obliga a los electrones a ser absorbidos por el núcleo atómico, donde se fusionan con los protones para formar neutrones. Este proceso se llama neutronización. Las fuerzas electromagnéticas que separan los núcleos cercanos desaparecen. El núcleo de la estrella es ahora una bola densa de núcleos atómicos y neutrones individuales.
Estas estrellas, conocidas como estrellas de neutrones, son extremadamente pequeñas (no más que el tamaño de una gran ciudad) y tienen increíbles alta densidad. Su período orbital se vuelve extremadamente corto a medida que disminuye el tamaño de la estrella (debido a la conservación del momento angular). Algunas estrellas de neutrones giran 600 veces por segundo. Para algunos de ellos, el ángulo entre el vector de radiación y el eje de rotación puede ser tal que la Tierra caiga en el cono formado por esta radiación; en este caso, es posible detectar un pulso de radiación que se repite a intervalos iguales al período orbital de la estrella. Estas estrellas de neutrones se denominaron "púlsares" y fueron las primeras estrellas de neutrones descubiertas.
Agujeros negros
No todas las estrellas, tras pasar por la fase de explosión de supernova, se convierten en estrellas de neutrones. Si la estrella tiene una masa suficientemente grande, entonces el colapso de dicha estrella continuará y los propios neutrones comenzarán a caer hacia adentro hasta que su radio sea menor que el radio de Schwarzschild. Después de esto, la estrella se convierte en un agujero negro.
La existencia de agujeros negros fue predicha por la teoría general de la relatividad. Según esta teoría,
Las estrellas, como las personas, pueden ser recién nacidas, jóvenes o viejas. A cada momento mueren unas estrellas y se forman otras. Por lo general, los más jóvenes son similares al Sol. Se encuentran en etapa de formación y en realidad son protoestrellas. Los astrónomos las llaman estrellas T-Taurus, en honor a su prototipo. En cuanto a sus propiedades (por ejemplo, la luminosidad), las protoestrellas son variables, ya que su existencia aún no ha entrado en una fase estable. Muchos de ellos tienen grandes cantidades de materia a su alrededor. Poderosas corrientes de viento emanan de estrellas de tipo T.
Protoestrellas: el inicio de su ciclo de vida
Si la materia cae sobre la superficie de una protoestrella, rápidamente se quema y se convierte en calor. Como consecuencia, la temperatura de las protoestrellas aumenta constantemente. Cuando se eleva tanto que se desencadenan reacciones nucleares en el centro de la estrella, la protoestrella adquiere el estatus de estrella ordinaria. Con el inicio de las reacciones nucleares, la estrella tiene una fuente constante de energía que sustenta su vida durante mucho tiempo. La duración del ciclo de vida de una estrella en el Universo depende de su tamaño original. Sin embargo, se cree que las estrellas del diámetro del Sol tienen suficiente energía para existir cómodamente durante unos 10 mil millones de años. A pesar de esto, también sucede que estrellas aún más masivas viven sólo unos pocos millones de años. Esto se debe a que queman su combustible mucho más rápido.
Estrellas de tamaño normal
Cada una de las estrellas es una masa de gas caliente. En sus profundidades se produce constantemente el proceso de generación de energía nuclear. Sin embargo, no todas las estrellas son como el Sol. Una de las principales diferencias es el color. Las estrellas no sólo son amarillas, sino también azuladas y rojizas.
Brillo y Luminosidad
También se diferencian en características como el brillo y la luminosidad. El brillo de una estrella observada desde la superficie de la Tierra depende no sólo de su luminosidad, sino también de su distancia a nuestro planeta. Dada su distancia a la Tierra, las estrellas pueden tener brillos completamente diferentes. Este indicador oscila entre una diezmilésima parte del brillo del Sol y un brillo comparable a más de un millón de soles.
La mayoría de las estrellas se encuentran en el extremo inferior de este espectro y son débiles. En muchos sentidos, el Sol es una estrella típica y promedio. Sin embargo, en comparación con otros, tiene un brillo mucho mayor. Incluso a simple vista se puede observar una gran cantidad de estrellas tenues. La razón por la que las estrellas varían en brillo se debe a su masa. El color, el brillo y el cambio de brillo con el tiempo están determinados por la cantidad de sustancia.
Intenta explicar el ciclo de vida de las estrellas.
Durante mucho tiempo se ha intentado rastrear la vida de las estrellas, pero los primeros intentos de los científicos fueron bastante tímidos. El primer avance fue la aplicación de la ley de Lane a la hipótesis de Helmholtz-Kelvin de la contracción gravitacional. Esto trajo una nueva comprensión a la astronomía: teóricamente, la temperatura de una estrella debería aumentar (su indicador es inversamente proporcional al radio de la estrella) hasta que un aumento en la densidad desacelere los procesos de compresión. Entonces el consumo de energía será mayor que sus ingresos. En este momento, la estrella comenzará a enfriarse rápidamente.
Hipótesis sobre la vida de las estrellas.
Una de las hipótesis originales sobre el ciclo de vida de una estrella fue propuesta por el astrónomo Norman Lockyer. Creía que las estrellas surgían de materia meteórica. Además, las disposiciones de su hipótesis se basaron no sólo en conclusiones teóricas disponibles en astronomía, sino también en datos del análisis espectral de las estrellas. Lockyer estaba convencido de que los elementos químicos que intervienen en la evolución de los cuerpos celestes consisten en partículas elementales- “protoelementos”. A diferencia de los neutrones, protones y electrones modernos, no tienen un carácter general, sino individual. Por ejemplo, según Lockyer, el hidrógeno se descompone en lo que se llama “protohidrógeno”; el hierro se convierte en “protohierro”. Otros astrónomos también intentaron describir el ciclo de vida de una estrella, por ejemplo, James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.
Estrellas gigantes y estrellas enanas
Estrellas tallas grandes son los más calientes y brillantes. Suelen tener un aspecto blanco o azulado. A pesar de que son de tamaño gigantesco, el combustible que contienen se quema tan rápidamente que en tan solo unos pocos millones de años se quedan sin él.
Estrellas tallas pequeñas A diferencia de los gigantes, no suelen ser tan brillantes. Son de color rojo y viven lo suficiente, miles de millones de años. Pero entre las estrellas brillantes del cielo también hay estrellas rojas y naranjas. Un ejemplo es la estrella Aldebarán, el llamado "ojo de toro", ubicada en la constelación de Tauro; y también en la constelación de Escorpio. ¿Por qué estas estrellas frías pueden competir en brillo con estrellas calientes como Sirio?
Esto se debe al hecho de que una vez se expandieron mucho y su diámetro comenzó a exceder a las enormes estrellas rojas (supergigantes). La enorme superficie permite que estas estrellas emitan un orden de magnitud más de energía que el Sol. Esto a pesar de que su temperatura es mucho más baja. Por ejemplo, el diámetro de Betelgeuse, situada en la constelación de Orión, es varios cientos de veces mayor que el diámetro del Sol. Y el diámetro de las estrellas rojas ordinarias no suele ser ni siquiera una décima parte del tamaño del Sol. Estas estrellas se llaman enanas. Este tipo de ciclos de vida de estrellas pueden pasar por cada cuerpo celestial- La misma estrella en diferentes etapas de su vida puede ser tanto gigante roja como enana.
Por regla general, las luminarias como el Sol sustentan su existencia gracias al hidrógeno que se encuentra en su interior. Se convierte en helio dentro del núcleo nuclear de la estrella. El sol tiene una enorme cantidad de combustible, pero ni siquiera él es infinito: en los últimos cinco mil millones de años, la mitad del suministro se ha consumido.
Vida de las estrellas. Ciclo de vida de las estrellas.
Una vez que se agota el suministro de hidrógeno dentro de una estrella, se producen cambios importantes. El hidrógeno restante comienza a arder no dentro de su núcleo, sino en la superficie. Al mismo tiempo, la vida útil de una estrella es cada vez más corta. El ciclo de estrellas, al menos la mayoría de ellas, entra en la etapa de gigante roja durante este período. El tamaño de la estrella aumenta y su temperatura, por el contrario, disminuye. Así aparecen la mayoría de las gigantes y supergigantes rojas. Este proceso es parte de secuencia general cambios que ocurren en las estrellas, que los científicos llaman evolución estelar. El ciclo de vida de una estrella incluye todas sus etapas: en última instancia, todas las estrellas envejecen y mueren, y la duración de su existencia está directamente determinada por la cantidad de combustible. Las grandes estrellas acaban con sus vidas con una enorme y espectacular explosión. Las más modestas, por el contrario, mueren y se reducen gradualmente hasta el tamaño de una enana blanca. Luego simplemente se desvanecen.
¿Cuánto tiempo vive una estrella promedio? Ciclo vital una estrella puede durar desde menos de 1,5 millones de años hasta mil millones de años o más. Todo ello, como se ha dicho, depende de su composición y tamaño. Las estrellas como el Sol viven entre 10 y 16 mil millones de años. Las estrellas muy brillantes, como Sirio, tienen vidas relativamente cortas: sólo unos pocos cientos de millones de años. El diagrama del ciclo de vida de las estrellas incluye las siguientes etapas. Esta es una nube molecular: el colapso gravitacional de la nube, el nacimiento de una supernova, la evolución de una protoestrella, el final de la fase protoestelar. Luego siguen las etapas: el comienzo de la etapa de estrella joven - la mediana edad - la madurez - la etapa de gigante roja - nebulosa planetaria- etapa de enana blanca. Las dos últimas fases son características de las estrellas pequeñas.
La naturaleza de las nebulosas planetarias.
Entonces, analizamos brevemente el ciclo de vida de una estrella. Pero al transformarse de una enorme gigante roja a una enana blanca, a veces las estrellas se despojan de sus capas exteriores y luego el núcleo de la estrella queda expuesto. La capa de gas comienza a brillar bajo la influencia de la energía emitida por la estrella. Esta etapa recibió su nombre debido al hecho de que las burbujas de gas luminosas en esta capa a menudo parecen discos alrededor de planetas. Pero en realidad no tienen nada que ver con los planetas. El ciclo de vida de las estrellas para niños puede no incluir todos los detalles científicos. Sólo se pueden describir las principales fases de la evolución de los cuerpos celestes.
Cúmulos de estrellas
A los astrónomos les encanta explorar. Existe la hipótesis de que todas las luminarias nacen en grupos y no individualmente. Dado que las estrellas que pertenecen a un mismo cúmulo tienen propiedades similares, las diferencias entre ellas son ciertas y no se deben a la distancia a la Tierra. Cualesquiera que sean los cambios que les ocurran a estas estrellas, se originan al mismo tiempo y en iguales condiciones. Especialmente se puede obtener mucho conocimiento estudiando la dependencia de sus propiedades de la masa. Después de todo, la edad de las estrellas en los cúmulos y su distancia a la Tierra son aproximadamente iguales, por lo que difieren sólo en este indicador. Los cúmulos serán de interés no sólo para los astrónomos profesionales: todos los aficionados estarán encantados de realizarlos. hermosa foto, admíralos exclusivamente hermosa vista en el planetario.
Si se acumula suficiente materia en algún lugar del Universo, se comprime formando una masa densa, en la que comienza una reacción termonuclear. Así brillan las estrellas. Los primeros estallaron en la oscuridad del joven Universo hace 13,7 mil millones (13,7 * 10 9) años, y nuestro Sol, hace sólo unos 4,5 mil millones de años. La vida útil de una estrella y los procesos que ocurren al final de este período dependen de la masa de la estrella.
Si bien la reacción termonuclear de convertir hidrógeno en helio continúa en una estrella, se encuentra en la secuencia principal. El tiempo que una estrella pasa en la secuencia principal depende de su masa: las más grandes y pesadas alcanzan rápidamente la etapa de gigante roja y luego abandonan la secuencia principal como resultado de una explosión de supernova o la formación de una enana blanca.
Destino de los gigantes
Las estrellas más grandes y masivas se queman rápidamente y explotan como supernovas. Después de una explosión de supernova, lo que queda es una estrella de neutrones o agujero negro, y a su alrededor hay materia expulsada por la colosal energía de la explosión, que luego se convierte en materia para nuevas estrellas. De nuestros vecinos estelares más cercanos, tal destino aguarda, por ejemplo, a Betelgeuse, pero es imposible calcular cuándo explotará.
Nebulosa formada como resultado de la eyección de materia durante la explosión de una supernova. En el centro de la nebulosa hay una estrella de neutrones.
Una estrella de neutrones es un fenómeno físico aterrador. El núcleo de una estrella en explosión está comprimido, de forma muy parecida al gas de un motor. Combustión interna, sólo que de una manera muy grande y efectiva: una bola con un diámetro de cientos de miles de kilómetros se convierte en una bola de 10 a 20 kilómetros de diámetro. La fuerza de compresión es tan fuerte que los electrones caen sobre los núcleos atómicos y forman neutrones, de ahí el nombre.
NASA
Estrella de neutrones (visión del artista)
La densidad de la materia durante dicha compresión aumenta en unos 15 órdenes de magnitud y la temperatura aumenta a unos increíbles 10 12 K en el centro de la estrella de neutrones y 1.000.000 K en la periferia. Parte de esta energía se emite en forma de radiación de fotones, mientras que otra parte es transportada por neutrinos producidos en el núcleo de una estrella de neutrones. Pero incluso gracias al enfriamiento muy eficiente de los neutrinos, una estrella de neutrones se enfría muy lentamente: se necesitan 10 16 o incluso 10 22 años para agotar completamente su energía. Es difícil decir qué quedará en el lugar de la estrella de neutrones enfriada, e imposible de observar: el mundo es demasiado joven para eso. Se supone que en lugar de la estrella enfriada se volverá a formar un agujero negro.
Los agujeros negros surgen del colapso gravitacional de objetos muy masivos, como las explosiones de supernovas. Quizás, después de billones de años, las estrellas de neutrones enfriadas se conviertan en agujeros negros.
El destino de las estrellas medianas.
Otras estrellas menos masivas permanecen en la secuencia principal por más tiempo que las más grandes, pero una vez que la abandonan, mueren mucho más rápido que sus parientes de neutrones. Más del 99% de las estrellas del Universo nunca explotarán y se convertirán en agujeros negros o estrellas de neutrones; sus núcleos son demasiado pequeños para tales dramas cósmicos. En cambio, las estrellas de masa intermedia se convierten al final de su vida en gigantes rojas que, dependiendo de su masa, se convierten en enanas blancas, explotan y se disipan por completo o se convierten en estrellas de neutrones.
Las enanas blancas representan actualmente del 3 al 10% de la población estelar del Universo. Su temperatura es muy alta -más de 20.000 K, más de tres veces la temperatura de la superficie del Sol- pero aún menor que la de las estrellas de neutrones, debido tanto a su temperatura más baja como a su área más grande las enanas blancas se enfrían más rápido: en 10 14 - 10 15 años. Esto significa que en los próximos 10 billones de años (cuando el universo sea mil veces más viejo de lo que es ahora) habrá nuevo tipo objeto: una enana negra, producto del enfriamiento de una enana blanca.
Aún no hay enanas negras en el espacio. Incluso las estrellas más antiguas que se están enfriando hasta la fecha han perdido un máximo del 0,2% de su energía; para una enana blanca con una temperatura de 20.000 K, esto significa enfriarse a 19.960 K.
Para los más pequeños
La ciencia sabe aún menos sobre lo que sucede cuando las estrellas más pequeñas, como nuestra vecina más cercana, la enana roja Próxima Centauri, se enfrían que sobre las supernovas y las enanas negras. Fusión termonuclear en sus núcleos va lentamente, y permanecen en la secuencia principal más tiempo que otros - según algunos cálculos, hasta 10 12 años, y después de eso, presumiblemente, continuarán viviendo como enanas blancas, es decir, brillarán durante otros 10 14 - 10 15 años antes de convertirse en enana negra.
