La evolución de las estrellas es el cambio en el tiempo de las características físicas, la estructura interna y la composición química de las estrellas. La teoría moderna de la evolución estelar es capaz de explicar el curso general del desarrollo estelar en acuerdo satisfactorio con los datos de las observaciones astronómicas. La evolución de una estrella depende de su masa y composición química inicial. Las estrellas de la primera generación se formaron a partir de materia cuya composición estaba determinada por las condiciones cosmológicas (alrededor del 70 % de hidrógeno, 30 % de helio, una mezcla insignificante de deuterio y litio). Durante la evolución de la primera generación de estrellas, se formaron elementos pesados que fueron expulsados al espacio interestelar como resultado de la salida de materia de las estrellas o durante las explosiones estelares. Las estrellas de las generaciones posteriores se formaron a partir de materia que contenía entre un 3% y un 4% de elementos pesados.
El nacimiento de una estrella es la formación de un objeto cuya radiación es mantenida por sus propias fuentes de energía. El proceso de formación estelar continúa ininterrumpidamente, está ocurriendo en el momento actual.
Para explicar la estructura del mega mundo, lo más importante es la interacción gravitatoria. En las nebulosas de gas y polvo, bajo la acción de las fuerzas gravitatorias, se forman inhomogeneidades inestables, por lo que la materia difusa se descompone en una serie de grumos. Si tales grupos persisten el tiempo suficiente, se convierten en estrellas con el tiempo. Es importante señalar que se lleva a cabo el proceso del nacimiento no de una sola estrella, sino de asociaciones estelares. Los cuerpos gaseosos resultantes se atraen entre sí, pero no necesariamente se combinan en un cuerpo enorme. Por lo general, comienzan a girar entre sí, y las fuerzas centrífugas de este movimiento contrarrestan las fuerzas de atracción, lo que lleva a una mayor concentración.
Las estrellas jóvenes son aquellas que aún se encuentran en la etapa de contracción gravitatoria inicial. La temperatura en el centro de tales estrellas sigue siendo insuficiente para que se produzcan las reacciones termonucleares. El brillo de las estrellas ocurre solo debido a la conversión de la energía gravitatoria en calor. La contracción gravitacional es la primera etapa en la evolución de las estrellas. Conduce al calentamiento de la zona central de la estrella a la temperatura del comienzo de una reacción termonuclear (10 - 15 millones K) - la conversión de hidrógeno en helio.
La enorme energía radiada por las estrellas se forma como resultado de los procesos nucleares que ocurren dentro de las estrellas. La energía generada en el interior de una estrella le permite irradiar luz y calor durante millones y miles de millones de años. Por primera vez, la suposición de que la fuente de energía estelar son las reacciones termonucleares de la síntesis de helio a partir de hidrógeno fue propuesta en 1920 por el astrofísico inglés A. S. Eddington. En el interior de las estrellas, son posibles dos tipos de reacciones termonucleares que involucran hidrógeno, llamadas ciclos de hidrógeno (protón-protón) y carbono (carbono-nitrógeno). En el primer caso, solo se requiere hidrógeno para que la reacción proceda, en el segundo, también es necesaria la presencia de carbono, que sirve como catalizador. El material de partida son los protones, a partir de los cuales se forman núcleos de helio como resultado de la fusión nuclear.
Dado que dos neutrinos nacen durante la transformación de cuatro protones en un núcleo de helio, cada segundo se generan 1.8∙10 38 neutrinos en las profundidades del Sol. El neutrino interactúa débilmente con la materia y tiene un alto poder de penetración. Habiendo atravesado el enorme espesor de la materia solar, los neutrinos retienen toda la información que recibieron en las reacciones termonucleares en las entrañas del Sol. La densidad de flujo de los neutrinos solares que inciden en la superficie de la Tierra es de 6,6∙10 10 neutrinos por 1 cm 2 en 1 s. La medición del flujo de neutrinos que inciden en la Tierra permite juzgar los procesos que ocurren en el interior del Sol.
Así, la fuente de energía para la mayoría de las estrellas son las reacciones termonucleares de hidrógeno en la zona central de la estrella. Como resultado de una reacción termonuclear, surge un flujo de energía hacia el exterior en forma de radiación en una amplia gama de frecuencias (longitudes de onda). La interacción entre la radiación y la materia conduce a un equilibrio constante: la presión de la radiación hacia el exterior se equilibra con la presión de la gravedad. La contracción adicional de la estrella se detiene siempre que se produzca suficiente energía en el centro. Este estado es bastante estable y el tamaño de la estrella permanece constante. El hidrógeno es el componente principal de la materia cósmica y el tipo más importante de combustible nuclear. Una estrella tiene suficientes reservas de hidrógeno para miles de millones de años. Esto explica por qué las estrellas son estables durante tanto tiempo. Hasta que se consuma todo el hidrógeno de la zona central, las propiedades de la estrella cambian poco.
El campo de desgaste del hidrógeno en la zona central de la estrella forma un núcleo de helio. Las reacciones de hidrógeno continúan teniendo lugar, pero solo en una capa delgada cerca de la superficie del núcleo. Las reacciones nucleares se desplazan hacia la periferia de la estrella. La estructura de la estrella en esta etapa se describe mediante modelos con una fuente de energía en capas. El núcleo quemado comienza a encogerse y la capa exterior se expande. El caparazón se hincha a proporciones colosales, la temperatura externa se vuelve baja. La estrella se convierte en una gigante roja. A partir de este momento, la vida de una estrella comienza a decaer. Las gigantes rojas se caracterizan por bajas temperaturas y tamaños enormes (de 10 a 1000 R s). La densidad media de la materia en ellos no llega ni siquiera a 0,001 g/cm 3 . Su luminosidad es cientos de veces mayor que la luminosidad del Sol, pero la temperatura es mucho más baja (alrededor de 3000 - 4000 K).
Se cree que nuestro Sol, durante la transición a la etapa de gigante roja, puede aumentar tanto que llena la órbita de Mercurio. Es cierto que el Sol se convertirá en una gigante roja en 8 mil millones de años.
Una gigante roja se caracteriza por una temperatura externa baja, pero una temperatura interna muy alta. Con su aumento, se incluyen núcleos cada vez más pesados en las reacciones termonucleares. A una temperatura de 150 millones de K, comienzan las reacciones del helio, que no solo son una fuente de energía, sino que durante ellas se lleva a cabo la síntesis de elementos químicos más pesados. Después de la formación de carbono en el núcleo de helio de una estrella, son posibles las siguientes reacciones:
Cabe señalar que la síntesis del siguiente núcleo más pesado requiere energías cada vez más altas. En el momento en que se forma el magnesio, todo el helio en el núcleo de la estrella se agota y, para que sean posibles más reacciones nucleares, se necesita una nueva compresión de la estrella y un aumento de su temperatura. Sin embargo, esto no es posible para todas las estrellas, solo para las suficientemente grandes, cuya masa excede la masa del Sol en más de 1,4 veces (el llamado límite de Chandrasekhar). En estrellas de menor masa, las reacciones terminan en la etapa de formación de magnesio. En estrellas cuya masa excede el límite de Chandrasekhar, debido a la contracción gravitacional, la temperatura aumenta a 2 mil millones de grados, las reacciones continúan, formando elementos más pesados, hasta el hierro. Los elementos más pesados que el hierro se forman cuando explotan las estrellas.
Como resultado del aumento de la presión, las pulsaciones y otros procesos, la gigante roja pierde continuamente materia, que es expulsada al espacio interestelar en forma de viento estelar. Cuando las fuentes internas de energía termonuclear se agotan por completo, el futuro destino de la estrella depende de su masa.
Con una masa inferior a 1,4 masas solares, la estrella pasa a un estado estacionario con una densidad muy alta (cientos de toneladas por 1 cm 3). Tales estrellas se llaman enanas blancas. En el proceso de convertir una gigante roja en una enana blanca, la raza puede desprenderse de sus capas exteriores como un caparazón ligero, exponiendo el núcleo. La envoltura gaseosa brilla intensamente bajo la influencia de la poderosa radiación de la estrella. Así es como se forman las nebulosas planetarias. A altas densidades de materia dentro de una enana blanca, las capas de electrones de los átomos se destruyen, y la materia de la estrella es un plasma nuclear de electrones, y su componente electrónico es un gas de electrones degenerado. Las enanas blancas están en equilibrio debido a la igualdad de fuerzas entre la gravedad (factor de compresión) y la presión del gas degenerado en el interior de la estrella (factor de expansión). Las enanas blancas pueden existir durante miles de millones de años.
Las reservas térmicas de la estrella se agotan gradualmente, la estrella se enfría lentamente, lo que va acompañado de eyecciones de la envoltura estelar hacia el espacio interestelar. La estrella cambia gradualmente su color de blanco a amarillo, luego a rojo, y finalmente deja de irradiar, se convierte en un pequeño objeto sin vida, una estrella muerta y fría, cuyo tamaño es más pequeño que el tamaño de la Tierra, y su masa es comparable a la masa del Sol. La densidad de una estrella así es miles de millones de veces mayor que la densidad del agua. Tales estrellas se llaman enanas negras. Así es como la mayoría de las estrellas terminan sus vidas.
Cuando la masa de la estrella es superior a 1,4 masas solares, el estado estacionario de la estrella sin fuentes internas de energía se vuelve imposible, porque La presión dentro de la estrella no puede equilibrar la fuerza de la gravedad. Comienza el colapso gravitatorio: compresión de la materia hacia el centro de la estrella bajo la influencia de las fuerzas gravitatorias.
Si la repulsión de partículas y otras causas detienen el colapso, se produce una poderosa explosión, una explosión de supernova con la expulsión de una parte significativa de la materia al espacio circundante y la formación de nebulosas gaseosas. El nombre fue propuesto por F. Zwicky en 1934. La explosión de una supernova es una de las etapas intermedias en la evolución de las estrellas antes de convertirse en enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros. Una explosión libera energía de 10 43 ─ 10 44 J con una potencia de radiación de 10 34 W. En este caso, el brillo de la estrella aumenta en decenas de magnitudes en pocos días. La luminosidad de una supernova puede superar la luminosidad de toda la galaxia en la que estalló.
La nebulosa gaseosa que se forma durante la explosión de una supernova consta en parte de las capas superiores de la estrella expulsadas por la explosión, y en parte de materia interestelar, compactada y calentada por los productos en expansión de la explosión. La nebulosa gaseosa más famosa es la Nebulosa del Cangrejo en la constelación de Tauro, el remanente de una supernova de 1054. Los remanentes de supernovas jóvenes se expanden a velocidades de 10-20 mil km / s. La colisión de la capa en expansión con el gas interestelar estacionario genera una onda de choque en la que el gas se calienta hasta millones de Kelvin y se convierte en una fuente de rayos X. La propagación de una onda de choque en un gas provoca la aparición de partículas cargadas rápidamente (rayos cósmicos), que, moviéndose en un campo magnético interestelar comprimido y potenciado por la misma onda, irradian en el rango de radio.
Los astrónomos registraron explosiones de supernovas en 1054, 1572, 1604. En 1885, se observó una supernova en la Nebulosa de Andrómeda. Su brillo superó el brillo de toda la Galaxia y resultó ser 4 mil millones de veces más intenso que el brillo del Sol.
Ya para 1980 se habían descubierto más de 500 explosiones de supernova, pero no se observó ni una sola en nuestra Galaxia. Los astrofísicos han calculado que las supernovas de nuestra galaxia brotan con un período de 10 millones de años en las inmediaciones del Sol. En promedio, una explosión de supernova ocurre en la Metagalaxia cada 30 años.
En este caso, las dosis de radiación cósmica en la Tierra pueden superar el nivel normal en 7000 veces. Esto conducirá a las mutaciones más graves en los organismos vivos de nuestro planeta. Algunos científicos explican así la muerte súbita de los dinosaurios.
Parte de la masa de una supernova que explota puede permanecer en forma de un cuerpo superdenso: una estrella de neutrones o un agujero negro. La masa de las estrellas de neutrones es (1,4 - 3) M s, el diámetro es de unos 10 km. La densidad de una estrella de neutrones es muy alta, mayor que la densidad de los núcleos atómicos ─ 10 15 g/cm 3 . Con un aumento en la compresión y la presión, la reacción de absorción de electrones por protones se vuelve posible. 
Como resultado, toda la materia de la estrella consistirá en neutrones. La neutronización de una estrella va acompañada de un potente estallido de radiación de neutrinos. Durante el estallido de la supernova SN1987A, la duración del destello de neutrinos fue de 10 s, y la energía transportada por todos los neutrinos alcanzó los 3∙10 46 J. La temperatura de una estrella de neutrones alcanza los mil millones de K. Las estrellas de neutrones se enfrían muy rápidamente, su la luminosidad se debilita. Pero irradian intensamente ondas de radio en un cono estrecho en la dirección del eje magnético. Las estrellas cuyo eje magnético no coincide con el eje de rotación se caracterizan por la emisión de radio en forma de pulsos repetitivos. Por lo tanto, las estrellas de neutrones se llaman púlsares. Los primeros púlsares se descubrieron en 1967. La frecuencia de las pulsaciones de radiación, determinada por la velocidad de rotación del púlsar, es de 2 a 200 Hz, lo que indica su pequeño tamaño. Por ejemplo, el púlsar de la Nebulosa del Cangrejo tiene un período de pulso de 0,03 s. Actualmente se conocen cientos de estrellas de neutrones. Una estrella de neutrones puede aparecer como resultado del llamado "colapso silencioso". Si una enana blanca ingresa a un sistema binario de estrellas estrechamente espaciadas, entonces ocurre el fenómeno de acreción, cuando la materia de una estrella vecina fluye hacia una enana blanca. La masa de la enana blanca crece y en algún punto supera el límite de Chandrasekhar. Una enana blanca se convierte en una estrella de neutrones.
Si la masa final de la enana blanca supera las 3 masas solares, entonces el estado de neutrones degenerados es inestable y la contracción gravitatoria continúa hasta la formación de un objeto llamado agujero negro. El término "agujero negro" fue introducido por J. Wheeler en 1968. Sin embargo, el concepto de tales objetos surgió varios siglos antes, después del descubrimiento por parte de I. Newton en 1687 de la ley de la gravitación universal. En 1783, J. Mitchell sugirió que en la naturaleza deben existir estrellas oscuras, cuyo campo gravitatorio es tan fuerte que la luz no puede escapar de ellas. En 1798 la misma idea fue expresada por P. Laplace. En 1916, el físico Schwarzschild, resolviendo las ecuaciones de Einstein, llegó a la conclusión sobre la posibilidad de la existencia de objetos con propiedades inusuales, más tarde llamados agujeros negros. Un agujero negro es una región del espacio en la que el campo gravitatorio es tan fuerte que la segunda velocidad cósmica de los cuerpos ubicados en esta región debe exceder la velocidad de la luz, es decir nada puede escapar de un agujero negro, ni partículas ni radiación. De acuerdo con la teoría general de la relatividad, el tamaño característico de un agujero negro está determinado por el radio gravitacional: R g =2GM/c 2 , donde M es la masa del objeto, c es la velocidad de la luz en el vacío y G es la constante gravitatoria. El radio gravitatorio de la Tierra es de 9 mm, el del Sol es de 3 km. El límite de la región más allá de la cual no escapa la luz se denomina horizonte de sucesos de un agujero negro. Los agujeros negros giratorios tienen un radio de horizonte de eventos más pequeño que el radio gravitacional. De particular interés es la posibilidad de captura por parte de un agujero negro de cuerpos llegados desde el infinito.
La teoría permite la existencia de agujeros negros con una masa de 3 a 50 masas solares, que se forman en las últimas etapas de la evolución de estrellas masivas con una masa de más de 3 masas solares, agujeros negros supermasivos en los núcleos de galaxias con una masa de millones y miles de millones de masas solares, agujeros negros primordiales (reliquias) formados en las primeras etapas de la evolución del universo. Hasta el día de hoy, los agujeros negros reliquia que pesan más de 10 15 g (la masa de una montaña promedio en la Tierra) deberían haber sobrevivido debido al mecanismo de evaporación cuántica de los agujeros negros propuesto por S. W. Hawking.
Los astrónomos detectan agujeros negros mediante potentes rayos X. Un ejemplo de este tipo de estrellas es la potente fuente de rayos X Cygnus X-1, cuya masa supera los 10 M s. A menudo, los agujeros negros se encuentran en los sistemas estelares binarios de rayos X. Ya se han descubierto docenas de agujeros negros de masa estelar en tales sistemas (m agujeros negros = 4-15 M s). Sobre la base de los efectos de las lentes gravitatorias, se han descubierto varios agujeros negros de una sola masa estelar (m agujeros negros = 6-8 M s). En el caso de una estrella binaria cercana, se observa el fenómeno de acreción: el flujo de plasma desde la superficie de una estrella ordinaria bajo la influencia de las fuerzas gravitatorias hacia un agujero negro. La materia que fluye hacia un agujero negro tiene un momento angular. Por lo tanto, el plasma forma un disco giratorio alrededor del agujero negro. La temperatura del gas en este disco giratorio puede alcanzar los 10 millones de grados. A esta temperatura, el gas emite en el rango de rayos X. A partir de esta radiación, se puede determinar la presencia de un agujero negro en un lugar determinado.
De particular interés son los agujeros negros supermasivos en los núcleos de las galaxias. Basado en el estudio de la imagen de rayos X del centro de nuestra Galaxia, obtenida con la ayuda del satélite CHANDRA, la presencia de un agujero negro supermasivo, cuya masa es 4 millones de veces mayor que la masa del Sol, Ha sido establecido. Como resultado de una investigación reciente, los astrónomos estadounidenses han descubierto un agujero negro superpesado único ubicado en el centro de una galaxia muy distante, cuya masa es 10 mil millones de veces la masa del Sol. Para alcanzar un tamaño y una densidad tan inimaginablemente grandes, se tuvo que formar un agujero negro durante muchos miles de millones de años, atrayendo y absorbiendo materia continuamente. Los científicos estiman su edad en 12.700 millones de años, es decir, comenzó a formarse alrededor de mil millones de años después del Big Bang. Hasta la fecha, se han descubierto más de 250 agujeros negros supermasivos en los núcleos de las galaxias (m agujeros negros = (10 6 – 10 9) M s).
La cuestión del origen de los elementos químicos está íntimamente relacionada con la evolución de las estrellas. Si el hidrógeno y el helio son elementos sobrantes de las primeras etapas de la evolución del universo en expansión, entonces los elementos químicos más pesados solo podrían formarse en el interior de las estrellas durante las reacciones termonucleares. Dentro de las estrellas, durante las reacciones termonucleares, se pueden formar hasta 30 elementos químicos (incluido el hierro).
Según su estado físico, las estrellas se pueden dividir en normales y degeneradas. Los primeros consisten principalmente en materia de baja densidad, en sus profundidades tienen lugar reacciones de fusión termonuclear. Las estrellas degeneradas incluyen enanas blancas y estrellas de neutrones, representan la etapa final de la evolución estelar. Las reacciones de fusión en ellas han terminado y el equilibrio se mantiene gracias a los efectos de la mecánica cuántica de los fermiones degenerados: los electrones en las enanas blancas y los neutrones en las estrellas de neutrones. Las enanas blancas, las estrellas de neutrones y los agujeros negros se denominan colectivamente "remanentes compactos".
Al final de la evolución, dependiendo de la masa, la estrella explota o libera más tranquilamente materia ya enriquecida en elementos químicos pesados. En este caso se forman el resto de elementos del sistema periódico. Del medio interestelar enriquecido con elementos pesados se forman las estrellas de las próximas generaciones. Por ejemplo, el Sol es una estrella de segunda generación formada a partir de materia que ya ha estado en el interior de las estrellas y enriquecida con elementos pesados. Por lo tanto, la edad de las estrellas se puede juzgar a partir de su composición química determinada por análisis espectral.
> Ciclo de vida de una estrella
Descripción vida y muerte de las estrellas: etapas evolutivas con foto, nubes moleculares, protoestrella, T Tauro, secuencia principal, gigante roja, enana blanca.
Todo en este mundo está evolucionando. Cualquier ciclo comienza con el nacimiento, el crecimiento y termina con la muerte. Por supuesto, las estrellas tienen estos ciclos de una manera especial. Recordemos, por ejemplo, que tienen un marco temporal mayor y se miden en millones y billones de años. Además, su muerte conlleva ciertas consecuencias. Cómo se ve ciclo de vida de las estrellas?
El primer ciclo de vida de una estrella: nubes moleculares
Comencemos con el nacimiento de una estrella. Imagine una enorme nube de gas molecular frío que puede existir fácilmente en el universo sin ningún cambio. Pero de repente explota una supernova no muy lejos de ella, o choca con otra nube. Debido a este empuje, se activa el proceso de destrucción. Está dividido en pequeñas partes, cada una de las cuales está dibujada en sí misma. Como ya entendiste, todos estos grupos se están preparando para convertirse en estrellas. La gravedad aumenta la temperatura y el impulso almacenado mantiene la rotación. El diagrama inferior demuestra claramente el ciclo de las estrellas (vida, etapas de desarrollo, opciones de transformación y muerte de un cuerpo celeste con una foto).
El segundo ciclo de vida de una estrella: protoestrella
El material se condensa más densamente, se calienta y es repelido por el colapso gravitatorio. Tal objeto se llama protoestrella, alrededor del cual se forma un disco de material. La parte es atraída por el objeto, aumentando su masa. El resto de los escombros se agruparán y crearán un sistema planetario. El desarrollo posterior de la estrella depende de la masa.
Tercer ciclo de vida de una estrella: T Tauro
Cuando el material golpea una estrella, se libera una gran cantidad de energía. La nueva etapa estelar lleva el nombre del prototipo, T Taurus. Esta es una estrella variable ubicada a 600 años luz de distancia (no muy lejos).
Puede alcanzar un gran brillo porque el material se descompone y libera energía. Pero en la parte central no hay temperatura suficiente para soportar la fusión nuclear. Esta fase dura 100 millones de años.
El cuarto ciclo de vida de una estrella:Secuencia principal
En un momento determinado, la temperatura del cuerpo celeste sube al nivel requerido, activando la fusión nuclear. Todas las estrellas pasan por esto. El hidrógeno se transforma en helio, liberando una enorme reserva térmica y energética.
La energía se libera en forma de rayos gamma, pero debido al lento movimiento de la estrella, se reduce con la longitud de onda. La luz es empujada hacia afuera y se enfrenta a la gravedad. Podemos suponer que aquí se crea un equilibrio perfecto.
¿Cuánto tiempo estará en la secuencia principal? Tienes que empezar por la masa de la estrella. Las enanas rojas (la mitad de la masa solar) son capaces de gastar cientos de miles de millones (billones) de años en su suministro de combustible. Las estrellas promedio (como) viven entre 10 y 15 mil millones. Pero los más grandes tienen miles de millones o millones de años. Vea cómo se ve en el diagrama la evolución y muerte de estrellas de varias clases.
Quinto ciclo de vida de una estrella: gigante roja
Durante el proceso de fusión, el hidrógeno termina y el helio se acumula. Cuando no queda nada de hidrógeno, todas las reacciones nucleares se detienen y la estrella comienza a encogerse debido a la gravedad. La capa de hidrógeno que rodea el núcleo se calienta y se enciende, lo que hace que el objeto crezca entre 1000 y 10 000 veces. En un momento determinado, nuestro Sol repetirá este destino, habiendo aumentado hasta la órbita terrestre.
La temperatura y la presión alcanzan un máximo y el helio se fusiona en carbono. En este punto, la estrella se contrae y deja de ser una gigante roja. Con mayor masividad, el objeto quemará otros elementos pesados.
El sexto ciclo de vida de una estrella: enano blanco
Una estrella de masa solar no tiene suficiente presión gravitatoria para fusionar carbono. Por lo tanto, la muerte se produce con el fin del helio. Las capas exteriores son expulsadas y aparece una enana blanca. Al principio hace calor, pero después de cientos de miles de millones de años se enfriará.
Ocupa un punto en la esquina superior derecha: tiene una luminosidad alta y una temperatura baja. La radiación principal se produce en el rango infrarrojo. La radiación de la capa de polvo frío nos llega. En el proceso de evolución, la posición de la estrella en el diagrama cambiará. La única fuente de energía en esta etapa es la contracción gravitacional. Por lo tanto, la estrella se mueve con bastante rapidez paralela al eje y.
La temperatura de la superficie no cambia, pero el radio y la luminosidad disminuyen. La temperatura en el centro de la estrella aumenta, alcanzando un valor en el que comienzan las reacciones con elementos ligeros: litio, berilio, boro, que se queman rápidamente, pero logran ralentizar la compresión. La pista gira paralela al eje y, la temperatura en la superficie de la estrella aumenta y la luminosidad permanece casi constante. Finalmente, en el centro de la estrella comienzan las reacciones de formación de helio a partir de hidrógeno (combustión de hidrógeno). La estrella entra en la secuencia principal.
La duración de la etapa inicial está determinada por la masa de la estrella. Para estrellas como el Sol, es alrededor de 1 millón de años, para una estrella con una masa de 10 METRO☉ unas 1000 veces más pequeña, y para una estrella con una masa de 0,1 METRO☉ miles de veces más.
Estrellas jóvenes de baja masa
Al comienzo de su evolución, una estrella de baja masa tiene un núcleo radiante y una envoltura convectiva (Fig. 82, I).
En la etapa de secuencia principal, la estrella brilla debido a la liberación de energía en las reacciones nucleares de conversión de hidrógeno en helio. El aporte de hidrógeno asegura la luminosidad de una estrella de masa 1 METRO☉ Aproximadamente dentro de 10 10 años. Las estrellas de mayor masa consumen hidrógeno más rápido: por ejemplo, una estrella con una masa de 10 METRO☉ consumirá hidrógeno en menos de 10 7 años (la luminosidad es proporcional a la cuarta potencia de la masa).
estrellas de baja masa
A medida que se quema el hidrógeno, las regiones centrales de la estrella se comprimen fuertemente.
Estrellas de gran masa
Tras entrar en la secuencia principal, la evolución de una estrella de gran masa (>1,5 METRO☉) está determinada por las condiciones de combustión del combustible nuclear en el interior de la estrella. En la etapa de secuencia principal, esta es la combustión de hidrógeno, pero a diferencia de las estrellas de baja masa, las reacciones del ciclo carbono-nitrógeno dominan en el núcleo. En este ciclo, los átomos de C y N juegan el papel de catalizadores. La tasa de liberación de energía en las reacciones de tal ciclo es proporcional a T 17 Por tanto, en el núcleo se forma un núcleo convectivo, rodeado de una zona en la que la transferencia de energía se realiza por radiación.
La luminosidad de las estrellas de gran masa es mucho mayor que la luminosidad del Sol, y el hidrógeno se consume mucho más rápido. Esto se debe al hecho de que la temperatura en el centro de tales estrellas también es mucho más alta.
A medida que disminuye la proporción de hidrógeno en la sustancia del núcleo convectivo, disminuye la tasa de liberación de energía. Pero dado que la tasa de liberación está determinada por la luminosidad, el núcleo comienza a encogerse y la tasa de liberación de energía permanece constante. Al mismo tiempo, la estrella se expande y pasa a la región de las gigantes rojas.
estrellas de baja masa
Cuando el hidrógeno se quema por completo, se forma un pequeño núcleo de helio en el centro de una estrella de baja masa. En el núcleo, la densidad de la materia y la temperatura alcanzan 10 9 kg/m y 10 8 K, respectivamente. La combustión de hidrógeno se produce en la superficie del núcleo. A medida que aumenta la temperatura en el núcleo, aumenta la tasa de quema de hidrógeno y aumenta la luminosidad. La zona radiante desaparece gradualmente. Y debido al aumento de la velocidad de los flujos convectivos, las capas exteriores de la estrella se hinchan. Su tamaño y luminosidad aumentan: la estrella se convierte en una gigante roja (Fig. 82, II).
Estrellas de gran masa
Cuando el hidrógeno de una estrella de gran masa se agota por completo, se inicia en el núcleo una triple reacción de helio ya la vez la reacción de producción de oxígeno (3He=>C y C+He=>0). Al mismo tiempo, el hidrógeno comienza a arder en la superficie del núcleo de helio. Aparece la fuente de la primera capa.
El suministro de helio se agota muy rápidamente, ya que en las reacciones descritas en cada acto elemental se libera relativamente poca energía. La imagen se repite, y aparecen dos fuentes de capas en la estrella, y la reacción C + C => Mg comienza en el núcleo.
La pista evolutiva en este caso resulta ser muy compleja (Fig. 84). En el diagrama de Hertzsprung-Russell, la estrella se mueve a lo largo de la secuencia de gigantes o (con una masa muy grande en la región supergigante) se convierte periódicamente en una cefei.
Viejas estrellas de poca masa
En una estrella de baja masa, al final, la velocidad del flujo convectivo en algún nivel alcanza la segunda velocidad espacial, el caparazón se desprende y la estrella se convierte en una enana blanca, rodeada por una nebulosa planetaria.
La trayectoria evolutiva de una estrella de baja masa en el diagrama de Hertzsprung-Russell se muestra en la Figura 83.
Muerte de estrellas de gran masa
Al final de la evolución, una estrella de gran masa tiene una estructura muy compleja. Cada capa tiene su propia composición química, las reacciones nucleares tienen lugar en varias fuentes de capas y se forma un núcleo de hierro en el centro (Fig. 85).
Las reacciones nucleares con el hierro no tienen lugar, ya que requieren el gasto (y no la liberación) de energía. Por lo tanto, el núcleo de hierro se comprime rápidamente, la temperatura y la densidad aumentan, alcanzando valores fantásticos: una temperatura de 10 9 K y una presión de 10 9 kg / m 3. material del sitio
En este momento comienzan dos procesos importantísimos que se desarrollan en el núcleo simultáneamente y muy rápidamente (aparentemente, en minutos). La primera es que durante la colisión de los núcleos, los átomos de hierro se descomponen en 14 átomos de helio, la segunda es que los electrones se “comprimen” en protones, formando neutrones. Ambos procesos están asociados con la absorción de energía, y la temperatura en el núcleo (también la presión) cae instantáneamente. Las capas exteriores de la estrella comienzan a caer hacia el centro.
La caída de las capas exteriores provoca un fuerte aumento de la temperatura en las mismas. El hidrógeno, el helio, el carbono comienzan a arder. Esto va acompañado de una poderosa corriente de neutrones que proviene del núcleo central. Como resultado, se produce una poderosa explosión nuclear que arroja las capas exteriores de la estrella, que ya contienen todos los elementos pesados, hasta el californio. Según los puntos de vista modernos, todos los átomos de elementos químicos pesados (es decir, más pesados que el helio) se formaron en el Universo precisamente en llamaradas.
El Universo es un macrocosmos en constante cambio, donde cada objeto, sustancia o materia se encuentra en un estado de transformación y cambio. Estos procesos duran miles de millones de años. Comparado con la duración de una vida humana, este lapso de tiempo incomprensible es enorme. En una escala cósmica, estos cambios son bastante fugaces. Las estrellas que ahora observamos en el cielo nocturno eran las mismas hace miles de años, cuando los faraones egipcios podían verlas, pero en realidad, en todo este tiempo, el cambio en las características físicas de los cuerpos celestes no se detuvo ni un segundo. . Las estrellas nacen, viven y ciertamente envejecen: la evolución de las estrellas continúa como de costumbre.
La posición de las estrellas de la constelación de la Osa Mayor en diferentes períodos históricos en el intervalo de hace 100.000 años - nuestro tiempo y después de 100 mil años
Interpretación de la evolución de las estrellas desde el punto de vista del profano
Para el profano, el espacio parece ser un mundo de calma y silencio. De hecho, el Universo es un gigantesco laboratorio físico, donde tienen lugar grandiosas transformaciones, durante las cuales cambia la composición química, las características físicas y la estructura de las estrellas. La vida de una estrella dura mientras brille y emita calor. Sin embargo, un estado tan brillante no es eterno. A un nacimiento brillante le sigue un período de madurez estelar, que inevitablemente termina con el envejecimiento del cuerpo celeste y su muerte.
Formación de una protoestrella a partir de una nube de gas y polvo hace 5-7 mil millones de años
Toda nuestra información sobre las estrellas hoy en día encaja dentro del marco de la ciencia. La termodinámica nos da una explicación de los procesos de equilibrio hidrostático y térmico en los que reside la materia estelar. La física nuclear y cuántica nos permite comprender el complejo proceso de fusión nuclear, gracias al cual existe una estrella que irradia calor y da luz al espacio circundante. Al nacer una estrella se forma un equilibrio hidrostático y térmico, mantenido por sus propias fuentes de energía. En el ocaso de una brillante carrera estelar, este equilibrio se altera. Viene una serie de procesos irreversibles, cuyo resultado es la destrucción de una estrella o el colapso, un proceso grandioso de muerte instantánea y brillante de un cuerpo celeste.
Una explosión de supernova es un final brillante para la vida de una estrella nacida en los primeros años del Universo.
El cambio en las características físicas de las estrellas se debe a su masa. La tasa de evolución de los objetos está influenciada por su composición química y, en cierta medida, por los parámetros astrofísicos existentes: la velocidad de rotación y el estado del campo magnético. No es posible decir exactamente cómo sucede todo en realidad debido a la enorme duración de los procesos descritos. La tasa de evolución, las etapas de transformación dependen del momento del nacimiento de la estrella y su ubicación en el Universo en el momento del nacimiento.
La evolución de las estrellas desde un punto de vista científico
Cualquier estrella nace de un coágulo de gas interestelar frío que, bajo la influencia de fuerzas gravitatorias externas e internas, se comprime hasta el estado de una bola de gas. El proceso de compresión de una sustancia gaseosa no se detiene ni un momento, acompañado de una colosal liberación de energía térmica. La temperatura de la nueva formación aumenta hasta que se inicia la fusión termonuclear. A partir de ese momento cesa la compresión de la materia estelar y se alcanza un equilibrio entre el estado hidrostático y térmico del objeto. El universo se repuso con una nueva estrella de pleno derecho.
El principal combustible estelar es un átomo de hidrógeno como resultado de una reacción termonuclear lanzada
En la evolución de las estrellas, sus fuentes de energía térmica tienen una importancia fundamental. La energía radiante y térmica que escapa al espacio desde la superficie de la estrella se repone debido al enfriamiento de las capas internas del cuerpo celeste. Las reacciones termonucleares que ocurren constantemente y la contracción gravitacional en el interior de la estrella compensan la pérdida. Mientras haya suficiente combustible nuclear en las profundidades de la estrella, la estrella brilla intensamente e irradia calor. Tan pronto como el proceso de fusión termonuclear se ralentiza o se detiene por completo, se activa el mecanismo de compresión interna de la estrella para mantener el equilibrio térmico y termodinámico. En esta etapa, el objeto ya está emitiendo energía térmica que solo es visible en el infrarrojo.
Basándonos en los procesos descritos, podemos concluir que la evolución de las estrellas es un cambio sucesivo en las fuentes de energía estelar. En la astrofísica moderna, los procesos de transformación de las estrellas se pueden ordenar de acuerdo con tres escalas:
- línea de tiempo nuclear;
- segmento térmico de la vida de una estrella;
- segmento dinámico (final) de la vida de la luminaria.
En cada caso individual se consideran los procesos que determinan la edad de la estrella, sus características físicas y el tipo de muerte del objeto. La línea de tiempo nuclear es interesante siempre que el objeto funcione con sus propias fuentes de calor y emita energía que sea el producto de reacciones nucleares. La estimación de la duración de esta etapa se calcula determinando la cantidad de hidrógeno que se convertirá en helio en el proceso de fusión termonuclear. Cuanto mayor sea la masa de la estrella, mayor será la intensidad de las reacciones nucleares y, en consecuencia, mayor será la luminosidad del objeto.
Tamaños y masas de varias estrellas, desde supergigantes hasta enanas rojas.
La escala de tiempo térmico define la etapa de evolución durante la cual la estrella consume toda la energía térmica. Este proceso comienza desde el momento en que se han agotado las últimas reservas de hidrógeno y han cesado las reacciones nucleares. Para mantener el equilibrio del objeto, se inicia el proceso de compresión. La materia estelar cae hacia el centro. En este caso, hay una transición de energía cinética a energía térmica gastada en mantener el equilibrio de temperatura necesario dentro de la estrella. Parte de la energía escapa al espacio exterior.
Teniendo en cuenta que la luminosidad de las estrellas está determinada por su masa, en el momento de la compresión de un objeto, su brillo en el espacio no cambia.
Estrella en el camino a la secuencia principal
La formación de estrellas ocurre de acuerdo con una línea de tiempo dinámica. El gas estelar cae libremente hacia el centro, aumentando la densidad y la presión en las entrañas del futuro objeto. Cuanto mayor sea la densidad en el centro de la bola de gas, mayor será la temperatura dentro del objeto. A partir de este momento, el calor se convierte en la principal energía del cuerpo celeste. Cuanto mayor sea la densidad y mayor la temperatura, mayor será la presión en el interior de la futura estrella. Se detiene la caída libre de moléculas y átomos, se detiene el proceso de compresión del gas estelar. Este estado de un objeto generalmente se llama protoestrella. El objeto es 90% de hidrógeno molecular. Al alcanzar una temperatura de 1800K, el hidrógeno pasa al estado atómico. En el proceso de descomposición, se consume energía, el aumento de temperatura se ralentiza.
El universo es 75% de hidrógeno molecular, que en el proceso de formación de protoestrellas se convierte en hidrógeno atómico, el combustible nuclear de la estrella.
En tal estado, la presión dentro de la bola de gas disminuye, dando así libertad a la fuerza de compresión. Esta secuencia se repite cada vez que primero se ioniza todo el hidrógeno, y luego le toca el turno a la ionización del helio. A una temperatura de 10⁵ K, el gas se ioniza por completo, se detiene la compresión de la estrella y se produce el equilibrio hidrostático del objeto. La evolución posterior de la estrella ocurrirá de acuerdo con la escala de tiempo térmico, mucho más lenta y consistentemente.
El radio de una protoestrella se ha reducido de 100 AU desde el comienzo de la formación. hasta ¼ u.a. El objeto está en medio de una nube de gas. Como resultado de la acumulación de partículas de las regiones exteriores de la nube de gas estelar, la masa de la estrella aumentará constantemente. En consecuencia, la temperatura dentro del objeto aumentará, acompañando el proceso de convección, la transferencia de energía desde las capas internas de la estrella hasta su borde exterior. Posteriormente, con un aumento de temperatura en el interior de un cuerpo celeste, la convección es reemplazada por transporte radiativo, desplazándose hacia la superficie de la estrella. En este momento, la luminosidad del objeto aumenta rápidamente y la temperatura de las capas superficiales de la bola estelar también aumenta.
Procesos de convección y transporte radiativo en una estrella recién formada antes del inicio de las reacciones de fusión termonuclear
Por ejemplo, para estrellas cuya masa es idéntica a la de nuestro Sol, la compresión de la nube protoestelar se produce en unos pocos cientos de años. En cuanto a la etapa final de la formación de un objeto, la condensación de la materia estelar se ha alargado durante millones de años. El sol se está moviendo hacia la secuencia principal con bastante rapidez, y este camino llevará cien millones o miles de millones de años. En otras palabras, cuanto mayor sea la masa de la estrella, mayor será el período de tiempo dedicado a la formación de una estrella de pleno derecho. Una estrella con una masa de 15 M se moverá a lo largo del camino hacia la secuencia principal durante mucho más tiempo, unos 60 mil años.
Fase de secuencia principal
Aunque algunas reacciones de fusión comienzan a temperaturas más bajas, la fase principal de la combustión del hidrógeno comienza a los 4 millones de grados. A partir de este momento, comienza la fase de secuencia principal. Entra en juego una nueva forma de reproducción de la energía estelar, la nuclear. La energía cinética liberada durante la compresión del objeto se desvanece en el fondo. El equilibrio logrado asegura una vida larga y tranquila de una estrella que se encuentra en la fase inicial de la secuencia principal.
La fisión y descomposición de los átomos de hidrógeno en el proceso de una reacción termonuclear que ocurre en el interior de una estrella.
A partir de aquí, la observación de la vida de una estrella está claramente ligada a la fase de la secuencia principal, que es una parte importante de la evolución de los cuerpos celestes. Es en esta etapa que la única fuente de energía estelar es el resultado de la combustión del hidrógeno. El objeto está en un estado de equilibrio. A medida que se consume el combustible nuclear, solo cambia la composición química del objeto. La estancia del Sol en la fase de la secuencia principal durará aproximadamente 10 mil millones de años. Se necesitará tanto tiempo para que nuestra luminaria nativa use todo el suministro de hidrógeno. En cuanto a las estrellas masivas, su evolución es más rápida. Irradiando más energía, una estrella masiva permanece en la fase de secuencia principal durante solo 10-20 millones de años.
Las estrellas menos masivas arden mucho más tiempo en el cielo nocturno. Así, una estrella con una masa de 0,25 M permanecerá en la fase de secuencia principal durante decenas de miles de millones de años.
Diagrama de Hertzsprung-Russell que estima la relación entre el espectro de estrellas y su luminosidad. Los puntos en el diagrama son las ubicaciones de las estrellas conocidas. Las flechas indican el desplazamiento de estrellas de la secuencia principal a las fases de gigantes y enanas blancas.
Para imaginar la evolución de las estrellas, basta con mirar el diagrama que caracteriza la trayectoria del cuerpo celeste en la secuencia principal. La parte superior del gráfico parece menos llena de objetos, ya que es donde se concentran las estrellas masivas. Esta ubicación se explica por su ciclo de vida corto. De las estrellas conocidas hoy en día, algunas tienen una masa de 70M. Los objetos cuya masa exceda el límite superior de 100M pueden no formarse en absoluto.
Los cuerpos celestes, cuya masa es inferior a 0,08M, no tienen la capacidad de superar la masa crítica necesaria para el inicio de la fusión termonuclear y permanecen fríos toda su vida. Las protoestrellas más pequeñas se encogen y forman enanas parecidas a planetas.
Una enana marrón planetaria comparada con una estrella normal (nuestro Sol) y el planeta Júpiter
En la parte inferior de la secuencia se concentran los objetos, dominados por estrellas con una masa igual a la masa de nuestro Sol y un poco más. El límite imaginario entre las partes superior e inferior de la secuencia principal son objetos cuya masa es - 1.5M.
Etapas posteriores de la evolución estelar
Cada una de las opciones para el desarrollo del estado de una estrella está determinada por su masa y el tiempo durante el cual se produce la transformación de la materia estelar. Sin embargo, el Universo es un mecanismo multifacético y complejo, por lo que la evolución de las estrellas puede ir por otros caminos.
Viajando a lo largo de la secuencia principal, una estrella con una masa aproximadamente igual a la masa del Sol tiene tres opciones de ruta principales:
- vive tu vida con calma y descansa en paz en las vastas extensiones del Universo;
- entrar en la fase de gigante roja y envejecer lentamente;
- entrar en la categoría de enanas blancas, explotar en una supernova y convertirse en una estrella de neutrones.
Posibles opciones para la evolución de las protoestrellas en función del tiempo, la composición química de los objetos y su masa
Después de la secuencia principal viene la fase gigante. En ese momento, las reservas de hidrógeno en el interior de la estrella están completamente agotadas, la región central del objeto es un núcleo de helio y las reacciones termonucleares se desplazan a la superficie del objeto. Bajo la influencia de la fusión termonuclear, la capa se expande, pero la masa del núcleo de helio crece. Una estrella ordinaria se convierte en una gigante roja.
La fase gigante y sus características.
En estrellas con una masa pequeña, la densidad del núcleo se vuelve colosal, convirtiendo la materia estelar en un gas relativista degenerado. Si la masa de la estrella es ligeramente superior a 0,26 M, el aumento de la presión y la temperatura provoca el inicio de la fusión del helio, cubriendo toda la región central del objeto. Desde entonces, la temperatura de la estrella ha ido aumentando rápidamente. La característica principal del proceso es que el gas degenerado no tiene la capacidad de expandirse. Bajo la influencia de altas temperaturas, solo aumenta la tasa de fisión de helio, que se acompaña de una reacción explosiva. En esos momentos, podemos observar un destello de helio. El brillo del objeto aumenta cientos de veces, pero la agonía de la estrella continúa. Hay una transición de la estrella a un nuevo estado, donde todos los procesos termodinámicos ocurren en el núcleo de helio y en la capa exterior enrarecida.
La estructura de una estrella de secuencia principal de tipo solar y una gigante roja con un núcleo de helio isotérmico y una zona de nucleosíntesis en capas
Esta condición es temporal y no sostenible. La materia estelar se mezcla constantemente, mientras que una parte importante de ella se expulsa al espacio circundante, formando una nebulosa planetaria. Un núcleo caliente permanece en el centro, que se llama enana blanca.
Para estrellas de gran masa, estos procesos no son tan catastróficos. La combustión de helio es reemplazada por la reacción de fisión nuclear de carbono y silicio. Eventualmente, el núcleo estelar se convertirá en hierro estelar. La fase de un gigante está determinada por la masa de la estrella. Cuanto mayor es la masa de un objeto, menor es la temperatura en su centro. Claramente, esto no es suficiente para iniciar una reacción de fisión nuclear del carbono y otros elementos.
El destino de una enana blanca: una estrella de neutrones o un agujero negro
Una vez en el estado de enana blanca, el objeto se encuentra en un estado extremadamente inestable. Las reacciones nucleares detenidas conducen a una caída de la presión, el núcleo entra en un estado de colapso. La energía liberada en este caso se gasta en la descomposición de los átomos de hierro a helio, que luego se descompone en protones y neutrones. El proceso lanzado se está desarrollando a un ritmo rápido. El colapso de una estrella caracteriza la sección dinámica de la escala y toma una fracción de segundo en el tiempo. La ignición del combustible nuclear restante se produce de forma explosiva, liberando una cantidad colosal de energía en una fracción de segundo. Esto es suficiente para volar las capas superiores del objeto. La etapa final de una enana blanca es una explosión de supernova.
El núcleo de la estrella comienza a colapsar (izquierda). El colapso forma una estrella de neutrones y crea un flujo de energía hacia las capas exteriores de la estrella (centro). La energía liberada como resultado de la eyección de las capas exteriores de una estrella durante una explosión de supernova (derecha).
El núcleo superdenso restante será un grupo de protones y electrones que chocan entre sí para formar neutrones. El universo se repuso con un nuevo objeto: una estrella de neutrones. Debido a la alta densidad, el núcleo se degenera y el proceso de colapso del núcleo se detiene. Si la masa de la estrella fuera lo suficientemente grande, el colapso podría continuar hasta que los restos de materia estelar finalmente cayeran en el centro del objeto, formando un agujero negro.
Explicación de la parte final de la evolución de las estrellas
Para las estrellas en equilibrio normal, los procesos de evolución descritos son poco probables. Sin embargo, la existencia de enanas blancas y estrellas de neutrones prueba la existencia real de procesos de compresión de la materia estelar. Un pequeño número de tales objetos en el Universo indica la fugacidad de su existencia. La etapa final de la evolución estelar se puede representar como una cadena secuencial de dos tipos:
- estrella normal - gigante roja - expulsión de capas exteriores - enana blanca;
- estrella masiva - supergigante roja - explosión de supernova - estrella de neutrones o agujero negro - inexistencia.
Esquema de la evolución de las estrellas. Opciones para la continuación de la vida de las estrellas fuera de la secuencia principal.
Es bastante difícil explicar los procesos en curso desde el punto de vista de la ciencia. Los científicos nucleares están de acuerdo en que, en el caso de la etapa final de la evolución estelar, estamos ante la fatiga de la materia. Como resultado del impacto termodinámico mecánico prolongado, la materia cambia sus propiedades físicas. La fatiga de la materia estelar, agotada por reacciones nucleares de larga duración, puede explicar la aparición de un gas de electrones degenerados, su posterior neutronización y aniquilación. Si todos los procesos enumerados van de principio a fin, la materia estelar deja de ser una sustancia física: la estrella desaparece en el espacio, sin dejar nada atrás.
Las burbujas interestelares y las nubes de gas y polvo, que son el lugar de nacimiento de las estrellas, no pueden reponerse solo a expensas de las estrellas desaparecidas y explotadas. El universo y las galaxias están en equilibrio. Hay una pérdida constante de masa, la densidad del espacio interestelar disminuye en una parte del espacio exterior. En consecuencia, en otra parte del Universo se crean las condiciones para la formación de nuevas estrellas. En otras palabras, el esquema funciona: si una cierta cantidad de materia ha desaparecido en un lugar, en otro lugar del Universo ha aparecido la misma cantidad de materia en una forma diferente.
Finalmente
Estudiando la evolución de las estrellas, llegamos a la conclusión de que el Universo es una solución enrarecida gigante en la que parte de la materia se transforma en moléculas de hidrógeno, que son el material de construcción de las estrellas. La otra parte se disuelve en el espacio, desapareciendo de la esfera de las sensaciones materiales. Un agujero negro en este sentido es el punto de transición de todo el material a la antimateria. Es bastante difícil comprender completamente el significado de lo que está sucediendo, especialmente si, al estudiar la evolución de las estrellas, se basa solo en las leyes de la física nuclear, cuántica y termodinámica. La teoría de la probabilidad relativa debe estar relacionada con el estudio de este tema, que permite la curvatura del espacio, que permite que una energía se transforme en otra, un estado en otro.
Fusión termonuclear en el interior de las estrellas
En este momento, para las estrellas con una masa superior a 0,8 masas solares, el núcleo se vuelve transparente a la radiación y prevalecerá la transferencia de energía radiativa en el núcleo, mientras que la capa en la parte superior permanece convectiva. Nadie sabe con certeza qué tipo de estrellas de menor masa llegan a la secuencia principal, ya que el tiempo que estas estrellas pasan en la categoría de jóvenes supera la edad del Universo. Todas nuestras ideas sobre la evolución de estas estrellas se basan en cálculos numéricos.
A medida que la estrella se encoge, la presión del gas de electrones degenerados comienza a aumentar y, en algún radio de la estrella, esta presión detiene el aumento de la temperatura central y luego comienza a disminuirla. Y para estrellas de menos de 0,08, esto resulta fatal: la energía liberada durante las reacciones nucleares nunca será suficiente para cubrir el costo de la radiación. Tales subestrellas se llaman enanas marrones, y su destino es una contracción constante hasta que la presión del gas degenerado lo detenga, y luego un enfriamiento gradual con el fin de todas las reacciones nucleares.
Estrellas jóvenes de masa intermedia
Las estrellas jóvenes de masa intermedia (de 2 a 8 masas solares) evolucionan cualitativamente exactamente igual que sus hermanas menores, con la excepción de que no tienen zonas convectivas hasta la secuencia principal.
Los objetos de este tipo están asociados con los llamados. Las estrellas Ae\Be Herbit son variables irregulares de tipo espectral B-F5. También tienen discos de jet bipolares. La velocidad de escape, la luminosidad y la temperatura efectiva son sustancialmente mayores que para τ Tauro, por lo que efectivamente calientan y dispersan los restos de la nube protoestelar.
Estrellas jóvenes con una masa superior a 8 masas solares
De hecho, estas ya son estrellas normales. Mientras se acumulaba la masa del núcleo hidrostático, la estrella logró saltarse todas las etapas intermedias y calentar las reacciones nucleares hasta tal punto que compensan las pérdidas por radiación. Para estas estrellas, la salida de masa y luminosidad es tan alta que no solo detiene el colapso de las regiones exteriores restantes, sino que las empuja hacia atrás. Por lo tanto, la masa de la estrella formada es notablemente menor que la masa de la nube protoestelar. Lo más probable es que esto explique la ausencia en nuestra galaxia de estrellas de más de 100-200 masas solares.
ciclo medio de vida de una estrella
Entre las estrellas formadas hay una gran variedad de colores y tamaños. Varían en tipo espectral desde azules cálidos hasta rojos fríos, y en masa desde 0,08 hasta más de 200 masas solares. La luminosidad y el color de una estrella depende de la temperatura de su superficie, la cual, a su vez, está determinada por su masa. Todas las estrellas nuevas "toman su lugar" en la secuencia principal de acuerdo con su composición química y masa. No estamos hablando del movimiento físico de la estrella, solo de su posición en el diagrama indicado, que depende de los parámetros de la estrella. Es decir, estamos hablando, de hecho, solo de cambiar los parámetros de la estrella.
Lo que sucede a continuación depende nuevamente de la masa de la estrella.
Años posteriores y la muerte de las estrellas.
Viejas estrellas con poca masa
Hasta la fecha, no se sabe con certeza qué sucede con las estrellas luminosas después del agotamiento del suministro de hidrógeno. Dado que el universo tiene 13.700 millones de años, lo que no es suficiente para agotar el suministro de combustible de hidrógeno, las teorías actuales se basan en simulaciones por computadora de los procesos que ocurren en tales estrellas.
Algunas estrellas solo pueden fusionar helio en ciertas regiones activas, lo que provoca inestabilidad y fuertes vientos solares. En este caso, no se produce la formación de una nebulosa planetaria, y la estrella solo se evapora, haciéndose incluso más pequeña que una enana marrón.
Pero una estrella con una masa de menos de 0,5 masa solar nunca podrá sintetizar helio incluso después de que cesen las reacciones que involucran hidrógeno en el núcleo. Su capa estelar no tiene la masa suficiente para superar la presión producida por el núcleo. Tales estrellas incluyen enanas rojas (como Próxima Centauri), cuya secuencia principal de vida es de cientos de miles de millones de años. Después de la terminación de las reacciones termonucleares en su núcleo, al enfriarse gradualmente, continuarán irradiando débilmente en los rangos infrarrojo y de microondas del espectro electromagnético.
estrellas de tamaño mediano
Cuando una estrella alcanza un tamaño promedio (de 0,4 a 3,4 masas solares) de la fase gigante roja, sus capas externas continúan expandiéndose, el núcleo se contrae y comienzan las reacciones de síntesis de carbono a partir del helio. La fusión libera mucha energía, lo que le da a la estrella un respiro temporal. Para una estrella de tamaño similar al Sol, este proceso puede llevar alrededor de mil millones de años.
Los cambios en la cantidad de energía emitida hacen que la estrella pase por períodos de inestabilidad, incluidos cambios en el tamaño, la temperatura de la superficie y la liberación de energía. La liberación de energía se desplaza hacia la radiación de baja frecuencia. Todo esto va acompañado de una creciente pérdida de masa debido a los fuertes vientos solares ya las intensas pulsaciones. Las estrellas en esta fase se llaman estrellas de tipo tardío, estrellas OH-IR 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 el oxígeno y el 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 central, se forman las condiciones ideales en tales capas para la activación de másers.
Las reacciones de combustión del helio son muy sensibles a la temperatura. A veces esto conduce a una gran inestabilidad. Se producen pulsaciones violentas, que eventualmente imparten suficiente energía cinética a las capas exteriores para ser expulsadas y convertirse en una nebulosa planetaria. En el centro de la nebulosa, queda el núcleo de la estrella, que, al enfriarse, se convierte en una enana blanca de helio, por regla general, con una masa de hasta 0,5-0,6 solar y un diámetro del orden del diámetro de la tierra.
enanas blancas
La gran mayoría de las estrellas, incluido el Sol, terminan su evolución encogiéndose hasta que la presión de los electrones degenerados equilibra la gravedad. En este estado, cuando el tamaño de la estrella se reduce en un factor de cien y la densidad se vuelve un millón de veces mayor que la del agua, la estrella se denomina enana blanca. Se le priva de fuentes de energía y, al enfriarse gradualmente, se vuelve oscuro e invisible.
En estrellas más masivas que el Sol, la presión de los electrones degenerados no puede detener la contracción del núcleo, y continúa hasta que la mayoría de las partículas se convierten en neutrones, tan densamente empaquetados que el tamaño de la estrella se mide en kilómetros, y el densidad es 100 millones de veces mayor que la densidad del agua. Tal objeto se llama estrella de neutrones; su equilibrio se mantiene por la presión de la materia neutrónica degenerada.
estrellas supermasivas
Después de que las capas exteriores de la estrella, con una masa superior a cinco masas solares, se hayan dispersado para formar una supergigante roja, el núcleo comienza a encogerse debido a las fuerzas gravitatorias. A medida que aumenta la compresión, aumentan la temperatura y la densidad, y comienza una nueva secuencia de reacciones termonucleares. En tales reacciones, se sintetizan elementos pesados, lo que frena temporalmente el colapso del núcleo.
En última instancia, a medida que se forman más y más elementos pesados del sistema periódico, el hierro -56 se sintetiza a partir del silicio. Hasta este punto, la síntesis de elementos libera una gran cantidad de energía, pero es el núcleo de hierro-56 el que tiene el defecto de masa máxima y la formación de núcleos más pesados es desfavorable. Por lo tanto, cuando el núcleo de hierro de una estrella alcanza cierto valor, la presión en él ya no es capaz de resistir la colosal fuerza de la gravedad, y se produce un colapso inmediato del núcleo con la neutronización de su materia.
Lo que sucede a continuación no está del todo claro. Pero sea lo que sea, en cuestión de segundos, conduce a la explosión de una supernova de una fuerza increíble.
El estallido de neutrinos que lo acompaña provoca una onda de choque. Fuertes chorros de neutrinos y un campo magnético giratorio expulsan la mayor parte del material acumulado por la estrella, los llamados elementos de asiento, incluidos el hierro y los elementos más ligeros. La materia en expansión es bombardeada por los neutrones que escapan del núcleo, capturándolos y creando así un conjunto de elementos más pesados que el hierro, incluidos los radiactivos, hasta el uranio (y posiblemente incluso California). Así, las explosiones de supernovas explican la presencia de elementos más pesados que el hierro en la materia interestelar.
La onda expansiva y los chorros de neutrinos transportan material lejos de la estrella moribunda hacia el espacio interestelar. Posteriormente, al moverse por el espacio, este material de supernova puede chocar con otros desechos espaciales y posiblemente participar en la formación de nuevas estrellas, planetas o satélites.
Los procesos que tienen lugar durante la formación de una supernova aún se están estudiando, y hasta el momento no hay claridad sobre este tema. También es cuestionable qué queda realmente de la estrella original. Sin embargo, se barajan dos opciones:
estrellas de neutrones
En algunas supernovas, se sabe que la fuerte gravedad en el interior de la supergigante hace que los electrones caigan en el núcleo atómico, donde se fusionan con protones para formar neutrones. Las fuerzas electromagnéticas que separan los núcleos cercanos desaparecen. El núcleo de una estrella es ahora una bola densa de núcleos atómicos y neutrones individuales.
Estas estrellas, conocidas como estrellas de neutrones, son extremadamente pequeñas, no más grandes que una gran ciudad, y tienen densidades inimaginablemente altas. Su período orbital se vuelve extremadamente corto a medida que disminuye el tamaño de la estrella (debido a la conservación del momento angular). Algunos hacen 600 revoluciones por segundo. Cuando el eje que conecta los polos magnéticos norte y sur de esta estrella que gira rápidamente apunta a la Tierra, es posible fijar un pulso de radiación que se repite a intervalos iguales al período de rotación de la estrella. Estas estrellas de neutrones se llamaron "púlsares" y se convirtieron en las primeras estrellas de neutrones descubiertas.
Agujeros negros
No todas las supernovas se convierten en estrellas de neutrones. Si la estrella tiene una masa lo suficientemente grande, entonces el colapso de la estrella continuará y los propios neutrones comenzarán a caer hacia adentro hasta que su radio sea menor que el radio de Schwarzschild. La estrella se convierte entonces en un agujero negro.
La existencia de agujeros negros fue predicha por la teoría general de la relatividad. Según la relatividad general, la materia y la información no pueden salir de un agujero negro bajo ninguna circunstancia. Sin embargo, la mecánica cuántica hace posibles las excepciones a esta regla.
Quedan varias preguntas abiertas. El principal de ellos: "¿Hay algún agujero negro?" De hecho, para decir con certeza que un objeto dado es un agujero negro, es necesario observar su horizonte de eventos. Todos los intentos de hacerlo terminaron en fracaso. Pero todavía hay esperanza, ya que algunos objetos no pueden explicarse sin la acreción, además, la acreción sobre un objeto sin una superficie sólida, pero la existencia misma de los agujeros negros no prueba esto.
Las preguntas también están abiertas: ¿es posible que una estrella colapse directamente en un agujero negro, sin pasar por una supernova? ¿Hay supernovas que eventualmente se convertirán en agujeros negros? ¿Cuál es el efecto exacto de la masa inicial de una estrella en la formación de objetos al final de su ciclo de vida?