Agencia Federal de Educación
GOU VPO
Academia Estatal de Economía y Servicios de Ufa
departamento de Física
PRUEBA
en la disciplina "Conceptos de las ciencias naturales modernas"
sobre el tema "Estrellas y su evolución"
Completado por: Lavrinenko R.S.
grupo SZ-12
Comprobado por: A.V. Altayskaya
Ufa-2010
Introducción ………………………………………………………………………… ... 3
Etapas de evolución de las estrellas …………………………………………………………… 5
Características y composición química de las estrellas ……………………… ................... 11
Pronóstico de la evolución del Sol ………………………………………………………………………………………………………………… …………………………………………………………………………… ................... 20
Fuentes de energía térmica de las estrellas …………………………………… ......... 21
Conclusión ……………………………………………………… ..............
Literatura…………………………………………………………………………
Introducción
En una noche clara sin luna, se pueden ver alrededor de 3.000 estrellas sobre el horizonte a simple vista. Y cada vez, mirando al cielo estrellado, nos hacemos la pregunta: ¿qué son las estrellas? Un vistazo rápido encontrará similitudes entre estrellas y planetas. Después de todo, los planetas, cuando se observan con un simple ojo, son visibles como puntos luminosos de brillo variable. Sin embargo, ya varios milenios antes que nosotros, los observadores del cielo atentos - pastores y agricultores, navegantes y participantes en los cruces de caravanas - llegaron a la conclusión de que las estrellas y los planetas son fenómenos de diferente naturaleza. Los planetas, como la Luna y el Sol, cambian de posición en el cielo, se mueven de una constelación a otra y logran viajar una distancia considerable en un año, mientras las estrellas están estacionarias entre sí. Incluso los ancianos profundos ven los contornos de las constelaciones exactamente igual que los veían en la infancia.
Las estrellas no pueden pertenecer al sistema solar. Si estuvieran aproximadamente a la misma distancia que los planetas, sería imposible encontrar una explicación para su aparente inmovilidad. Es natural suponer que las estrellas también se mueven en el espacio, pero están lejos de nosotros, que su movimiento aparente es insignificante. Se crea la ilusión de inmovilidad de las estrellas. Pero si las estrellas están tan lejos, entonces con un brillo aparente comparable al brillo aparente de los planetas, deben estudiar muchas veces más poderosamente que los planetas. Esta línea de razonamiento llevó a la idea de que las estrellas son cuerpos de naturaleza similar al Sol. Esta idea fue defendida por Giordano Bruno. Pero la cuestión se resolvió finalmente después de dos descubrimientos. El primero fue realizado por Halley en 1718. Mostró la convención del nombre tradicional "estrellas fijas". Para aclarar la constante precesión, comparó los catálogos de estrellas contemporáneas a él con los de la antigüedad, y sobre todo con el catálogo de Hiparco (hacia el 129 a.C.), el primer catálogo de estrellas, que se menciona en documentos históricos y con el catálogo en "Almagesto 1" de Ptolomeo (138 d. C.). En el contexto de una imagen homogénea, un desplazamiento regular de todas las estrellas, Halley descubrió un hecho asombroso: "Tres estrellas: ... o el Ojo de Tauro, Aldebarán, Sirio y Arcturus contradecían directamente esta regla". Entonces se descubrió el propio movimiento de las estrellas. Recibió el reconocimiento final en los años 70 del siglo XVIII, después de que el astrónomo alemán Tobias Mayer y el astrónomo inglés Nevil Maskeline midieran los movimientos propios de decenas de estrellas. El segundo descubrimiento fue realizado en 1824 por Joseph Fraunhofer, haciendo las primeras observaciones de los espectros de las estrellas. Más tarde, estudios detallados de los espectros de las estrellas llevaron a la conclusión de que las estrellas, como el Sol, están formadas por gas con una temperatura alta, y también que los espectros de todas las estrellas pueden distribuirse en varias clases y el espectro del Sol pertenece a una de estas clases. De esto se deduce que la luz de las estrellas es de la misma naturaleza que la luz del sol.
El sol es una de las estrellas. Esta es una estrella muy cercana a nosotros, con la que la Tierra está conectada físicamente, alrededor de la cual se mueve. Pero hay muchas estrellas, tienen diferente brillo, diferentes colores, irradian una enorme cantidad de energía al espacio y por lo tanto, perdiendo esta energía, no pueden dejar de cambiar: deben atravesar algún tipo de camino evolutivo.
Etapas de evolución de las estrellas
Las estrellas son inmensos sistemas de plasma en los que las características físicas, la estructura interna y la composición química cambian con el tiempo. El tiempo de evolución estelar es muy largo y no es posible rastrear directamente la evolución de una estrella en particular. Esto se compensa con el hecho de que cada una de las muchas estrellas del cielo pasa por alguna etapa de evolución. Resumiendo las observaciones, es posible restaurar la dirección general de la evolución estelar (según el diagrama de Hertzsprung-Russell (Figura 1), se muestra por la secuencia principal y por desviación de ella hacia arriba y hacia abajo).
Figura 1. Diagrama de Hertzsprung-Russell
En el diagrama de Hertzsprung-Russell, las estrellas están distribuidas de manera desigual. Aproximadamente el 90% de las estrellas se concentran en una banda estrecha que cruza el diagrama en diagonal. Esta tira se llama secuencia principal. Su extremo superior se encuentra en la zona de las estrellas azules brillantes. La diferencia en la población de estrellas ubicadas en la secuencia principal y las regiones adyacentes a la secuencia principal es de varios órdenes de magnitud. La razón es que las estrellas de la secuencia principal se encuentran en la etapa de combustión de hidrógeno, que constituye la mayor parte de la vida de la estrella. El sol está en la secuencia principal. Las siguientes regiones más pobladas después de la secuencia principal son las enanas blancas, las gigantes rojas y las supergigantes rojas. Las gigantes rojas y supergigantes son en su mayoría estrellas en la etapa de combustión de helio y núcleos más pesados.
La teoría moderna de la estructura y evolución de las estrellas explica el curso general de la evolución estelar de acuerdo con los datos de observación.
Las principales fases en la evolución de una estrella son su nacimiento (formación estelar); un largo período de existencia (generalmente estable) de una estrella como un sistema integral en equilibrio hidrodinámico y térmico; y, finalmente, el período de su "muerte", es decir, desequilibrio irreversible, que conduce a la destrucción de la estrella o a su catastrófica contracción.
Según la hipótesis generalmente aceptada de una 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 una protoestrella, la temperatura en su centro aumenta constantemente hasta que alcanza el límite necesario para que la velocidad del movimiento térmico de las partículas exceda el umbral, después de lo cual los protones pueden superar las fuerzas macroscópicas de mutuo repulsión electrostática y entrar en una reacción de fusión termonuclear.
Como resultado de la reacción de múltiples etapas de fusión termonuclear de cuatro protones, finalmente se forma un núcleo de helio (2 protones + 2 neutrones) y se libera una fuente completa de varias partículas elementales. En el estado final, la masa total de las partículas formadas es menor que la masa de los cuatro protones iniciales, lo que significa que se libera energía libre durante la reacción. Debido a esto, el núcleo interno de una 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. Así, al "quemar" hidrógeno en el curso de una reacción termonuclear, la estrella no permite que las fuerzas de atracción gravitacional se compriman a un estado superdenso, oponiendo la presión térmica interna continuamente renovada al colapso gravitacional, como resultado de lo cual un estable surge el equilibrio energético. Se dice que las estrellas que están quemando hidrógeno activamente se encuentran en la "fase principal" de su ciclo de vida o evolución. La transformación de algunos elementos químicos en otros dentro de una estrella se llama fusión nuclear o nucleosíntesis.
En particular, el Sol ha estado en la etapa activa de combustión 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 estrella por otros 5,5 mil millones de años. Cuanto más masiva es la estrella, más combustible de hidrógeno tiene, pero para contrarrestar las fuerzas del colapso gravitacional, tiene que quemar hidrógeno con una intensidad que excede la tasa de crecimiento de las reservas de hidrógeno a medida que aumenta la masa de la estrella. Para las estrellas con una masa 15 veces mayor que la masa solar, el tiempo de existencia estable es de solo unos 10 millones de años. Este es un tiempo extremadamente insignificante para los estándares cósmicos, porque el tiempo asignado a nuestro Sol es 3 órdenes de magnitud más alto, alrededor de 10 mil millones de años.
Tarde o temprano, cualquier estrella consumirá todo el hidrógeno disponible para la combustión en su horno termonuclear. También depende de la masa de la estrella. El sol (y todas las estrellas que no lo superen en masa en más de ocho veces) acaban con mi vida de una forma muy banal. A medida que se agotan las reservas de hidrógeno en el interior de la estrella, las fuerzas de compresión gravitacional, esperando pacientemente esta hora desde el mismo momento del nacimiento de la estrella, comienzan a ganar ventaja, y bajo su influencia, la estrella comienza. encoger y espesar. Este proceso tiene un doble efecto: la temperatura en las capas inmediatamente alrededor del núcleo de la estrella se eleva a un nivel en el que el hidrógeno allí contenido entra en una reacción de fusión termonuclear para formar helio. Al mismo tiempo, la temperatura en el propio núcleo, que ahora consta de casi un helio, aumenta tanto que el propio helio, una especie de "ceniza" de la reacción de nucleosíntesis primaria moribunda, entra en una nueva reacción de fusión termonuclear: un carbono. El núcleo está formado por tres núcleos de helio. Esta reacción secundaria de fusión termonuclear, alimentada por los productos de la reacción primaria, es uno de los momentos clave en el ciclo de vida de las estrellas.
Con la combustión secundaria de helio en el núcleo de la estrella, se libera tanta energía que la estrella literalmente comienza a hincharse. 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 de radiación total de la estrella permanece aproximadamente al mismo nivel que durante la fase principal de su vida, pero dado que esta energía ahora se irradia a través de un área de superficie mucho mayor, la capa exterior de la estrella se enfría hasta el parte roja del espectro. La estrella se convierte en una gigante roja.
Para las estrellas de la clase del Sol, después del agotamiento del combustible que alimenta la reacción secundaria de nucleosíntesis, la etapa de colapso gravitacional comienza nuevamente, esta vez la última. La temperatura dentro del núcleo ya no puede subir al nivel requerido para que comience 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 la presión de un gas de electrones degenerados. Los electrones, que hasta esta etapa desempeñaban el papel de extras desocupados en la evolución de una estrella, sin participar en las reacciones de fusión nuclear y moviéndose libremente entre núcleos en el proceso de fusión, en una determinada etapa de compresión se ven privados de "espacio vital" y comienzan a "resistir" una mayor compresión gravitacional de la estrella. El estado de la estrella se estabiliza y se convierte en una enana blanca degenerada, que irradia calor residual al espacio hasta que se enfría por completo.
Las estrellas más masivas que el Sol tendrán un final mucho más espectacular. Después de la combustión del helio, su masa durante la compresión resulta ser suficiente para calentar el núcleo y la capa a las temperaturas requeridas para desencadenar las siguientes reacciones de nucleosíntesis (carbono, luego silicio, magnesio) y así sucesivamente, a medida que crecen las masas nucleares. Además, al comienzo de cada nueva reacción en el núcleo de la estrella, la anterior continúa en su envoltura. De hecho, todos los elementos químicos hasta el hierro que componen 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 ninguna temperatura y presión, ya que se requiere un influjo de energía externa tanto para su desintegración como para agregarle nucleones adicionales. Como resultado, la estrella masiva acumula gradualmente un núcleo de hierro en su interior, que no es capaz de servir como combustible para más reacciones nucleares.
Tan pronto como 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, lo que resulta en la formación de neutrones. Y en un período de tiempo muy corto (algunos teóricos creen que solo toma unos segundos), libres, a lo largo de la evolución previa de la estrella, los electrones se disuelven literalmente en los protones de los núcleos de hierro. Toda la materia del núcleo de la estrella se convierte en un montón continuo de neutrones y comienza a contraerse rápidamente en el colapso gravitacional, ya que la presión del gas de electrones degenerados que se opone a él cae a cero. La capa exterior de la estrella, debajo de la cual se eliminan todos los soportes, se derrumba hacia el centro. La energía de colisión de la capa exterior colapsada con el núcleo de neutrones es tan alta que rebota y se dispersa en todas direcciones desde el núcleo con una velocidad tremenda, y la estrella literalmente explota en una explosión cegadora de supernova. En cuestión de segundos, durante una explosión de supernova, se 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 la envoltura, en estrellas con una masa de aproximadamente 10-30 masas solares, el colapso gravitacional en curso conduce a la formación de una estrella de neutrones, cuya sustancia se comprime hasta que comienza la presión de neutrones degenerados. para hacerse sentir. En otras palabras, ahora los neutrones (tal como lo hicieron antes los electrones) comienzan a resistir una mayor compresión, exigiendo su espacio vital. Esto suele ocurrir cuando una estrella alcanza unos 15 km de diámetro. Como resultado, se forma una estrella de neutrones que gira rápidamente, emitiendo pulsos electromagnéticos a la frecuencia de su rotación; estas estrellas se llaman púlsares. Finalmente, si la masa del núcleo de la estrella excede las 30 masas solares, nada puede detener su colapso gravitacional adicional y, como resultado de una explosión de supernova, se forma un agujero negro.
De los glóbulos surgen estrellasrecuerda que todo estrellas emitir y su la radiación tiene ... entonces el período de circulación de ambos estrellas relativamente su el centro de gravedad general es igual a ... las últimas etapas de su evolución perder estabilidad. Semejante estrellas puede explotar como ...
Evolución estrellas (6)
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Fusión termonuclear en las entrañas 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 radiante en el núcleo, mientras que la envoltura superior permanece convectiva. Nadie sabe con certeza qué estrellas de menor masa llegan a la secuencia principal, ya que el tiempo que pasan estas estrellas 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 disminuirlo. Y para las estrellas de menos de 0.08, esto resulta ser fatal: la energía liberada durante las reacciones nucleares nunca será suficiente para cubrir el costo de la radiación. Estas estrellas subterráneas se denominan enanas marrones y su destino es la compresión constante hasta que la presión del gas degenerado la detiene y luego se enfría gradualmente con el cese de todas las reacciones nucleares.
Estrellas jóvenes de masa intermedia
Las estrellas jóvenes de masa intermedia (de 2 a 8 masas solares) evolucionan cualitativamente de la misma forma 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 Herbit Ae \\ Be como variables irregulares de tipo espectral B-F5. También tienen discos de chorro bipolar. La tasa de flujo de salida, la luminosidad y la temperatura efectiva son sustancialmente más altas que las de τ Tauro, por lo que calientan y disipan eficazmente los restos de la nube protoestelar.
Estrellas jóvenes con masas superiores 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 compensaron las pérdidas por radiación. Estas estrellas tienen una salida de masa y la luminosidad es tan grande que no solo detiene el colapso de las regiones externas 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 de vida media de una estrella
Entre las estrellas formadas, hay una gran variedad de colores y tamaños. En la clase espectral, van desde el azul caliente al rojo frío, en masa, desde 0,08 hasta más de 200 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 estrellas nuevas "ocupan su lugar" en la secuencia principal de acuerdo con su composición química y masa. No estamos hablando del desplazamiento físico de la estrella, solo de su posición en el diagrama indicado, dependiendo de los parámetros de la estrella. Es decir, estamos hablando, de hecho, solo de cambiar los parámetros de la estrella.
Lo que vuelva a suceder en el futuro depende de la masa de la estrella.
Años posteriores y la muerte de las estrellas
Estrellas viejas con poca masa
Hasta la fecha, no se sabe con certeza qué sucede con las estrellas luminosas después del agotamiento de su suministro de hidrógeno. Dado que la edad del universo es de 13,7 mil millones de años, lo cual no es suficiente para agotar el suministro de combustible de hidrógeno, las teorías modernas se basan en simulaciones por computadora de los procesos que ocurren en tales estrellas.
Algunas estrellas solo pueden sintetizar helio en algunas regiones activas, lo que provoca inestabilidad y fuertes vientos solares. En este caso, la formación de una nebulosa planetaria no ocurre, y la estrella solo se evapora, volviéndose incluso más pequeña que una enana marrón.
Pero una estrella con una masa de menos de 0,5 masas solares nunca podrá sintetizar helio incluso después de que cesen las reacciones con la participación de hidrógeno en el núcleo. Su caparazón estelar no es lo suficientemente masivo para superar la presión generada por el núcleo. Estas estrellas incluyen enanas rojas (como Proxima Centauri), que han vivido en la secuencia principal durante cientos de miles de millones de años. Después de la terminación de las reacciones termonucleares en su núcleo, estas, enfriándose gradualmente, continuarán emitiendo débilmente en los rangos de infrarrojos y microondas del espectro electromagnético.
Estrellas medianas
Cuando una estrella alcanza un tamaño medio (de 0,4 a 3,4 masas solares) de la fase de 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, dando 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, que incluyen cambios de tamaño, temperatura de la superficie y 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 y las intensas pulsaciones. Las estrellas en esta fase se nombran estrellas de tipo tardío, Estrellas OH -IR o estrellas similares al mundo, dependiendo de sus características exactas. El gas expulsado es relativamente rico en elementos pesados \u200b\u200bproducidos en el interior de la estrella, como oxígeno y carbono. El gas forma una envoltura en expansión y se enfría a medida que se aleja de la estrella, lo que permite que se formen partículas de polvo y moléculas. Con una fuerte radiación infrarroja de la estrella central, las condiciones ideales para la activación de los máseres se forman en tales envolturas.
Las reacciones de combustión del helio son muy sensibles a la temperatura. Esto a veces conduce a una gran inestabilidad. Ocurren pulsaciones violentas, que finalmente imparten suficiente energía cinética a las capas externas para ser expulsadas y convertirse en una nebulosa planetaria. En el centro de la nebulosa permanece el núcleo de la estrella que, mientras se enfría, se convierte en una enana blanca de helio, que suele tener una masa de hasta 0,5-0,6 solares y un diámetro del orden del diámetro de la Tierra.
Enanas blancas
La inmensa mayoría de las estrellas, incluido el Sol, finalizan su evolución y se contraen 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 convierte en un millón de veces la del agua, la estrella se llama enana blanca. Está desprovisto de fuentes de energía y, al enfriarse gradualmente, se vuelve oscuro e invisible.
En las estrellas más masivas que el Sol, la presión de los electrones degenerados no puede contener la compresión del núcleo, y continúa hasta que la mayoría de las partículas se convierten en neutrones tan compactos que el tamaño de la estrella se mide en kilómetros y la densidad es 100 millones de veces la densidad del agua. Tal objeto se llama estrella de neutrones; su equilibrio se mantiene mediante la presión de la materia neutrónica degenerada.
Estrellas supermasivas
Después de que las capas externas de una estrella, con una masa superior a cinco masas solares, se dispersen para formar una supergigante roja, el núcleo comienza a encogerse debido a las fuerzas gravitacionales. 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 pesados, lo que frena temporalmente el colapso del núcleo.
En última instancia, a medida que se forman más y más elementos pesados \u200b\u200bde la tabla periódica, el hierro -56 se sintetiza a partir del silicio. Hasta este punto, la síntesis de elementos liberaba una gran cantidad de energía, pero es el núcleo de hierro -56 el que tiene el máximo defecto de masa y la formación de núcleos más pesados \u200b\u200bes desventajosa. Por lo tanto, cuando el núcleo de hierro de una estrella alcanza un cierto valor, la presión en él ya no puede resistir la colosal fuerza de la gravedad, y se produce un colapso inmediato del núcleo con la neutronización de su materia.
Lo que sucede en el futuro no está del todo claro. Pero sea lo que sea, en cuestión de segundos conduce a una explosión de supernova de increíble poder.
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, que incluyen hierro y elementos más ligeros. La materia dispersa es bombardeada por neutrones expulsados \u200b\u200bdel núcleo, capturándolos y creando así un conjunto de elementos más pesados \u200b\u200bque el hierro, incluidos los radiactivos, hasta el uranio (y posiblemente hasta el californio). Así, las explosiones de supernovas explican la presencia de elementos más pesados \u200b\u200bque el hierro en la materia interestelar.
La onda expansiva y los chorros de neutrinos transportan material desde 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 lo que realmente queda de la estrella original. Sin embargo, se están considerando dos opciones:
Estrellas de neutrones
Se sabe que en algunas supernovas, la fuerte gravedad en el interior de una supergigante obliga a los electrones a caer sobre el núcleo atómico, donde se fusionan con los protones para formar neutrones. 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 del tamaño de una gran ciudad, y tienen una densidad inimaginablemente alta. Su período de revolución 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, se puede registrar un pulso de radiación, que se repite a intervalos iguales al período de revolución de la estrella. Estas estrellas de neutrones se denominaron "púlsares" y se convirtieron en las primeras estrellas de neutrones en ser descubiertas.
Agujeros negros
No todas las supernovas se convierten en estrellas de neutrones. Si la estrella tiene una masa suficientemente grande, entonces el colapso de la estrella continuará y los neutrones comenzarán a caer hacia adentro hasta que su radio sea menor que el radio de Schwarzschild. Después de eso, la estrella se convierte en un agujero negro.
La existencia de agujeros negros fue predicha por la relatividad general. Según la relatividad general, la materia y la información no pueden salir de un agujero negro bajo ninguna condición. Sin embargo, la mecánica cuántica hace posibles excepciones a esta regla.
Quedan varias preguntas abiertas. El principal de ellos: "¿Hay agujeros negros?" 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 hacer esto han fracasado. Pero todavía hay esperanza, ya que algunos objetos no pueden explicarse sin atraer acreción y acreción sobre un objeto sin una superficie sólida, pero la mera existencia de agujeros negros no lo prueba.
Las preguntas también están abiertas: ¿es posible que una estrella colapse directamente en un agujero negro, sin pasar por una supernova? ¿Hay supernovas que luego 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?
Cada uno de nosotros al menos una vez en su vida miró al cielo estrellado. Alguien miró esta belleza, experimentó sentimientos románticos, otro trató de entender de dónde viene toda esta belleza. La vida en el espacio, a diferencia de la vida en nuestro planeta, fluye a una velocidad diferente. El tiempo en el espacio exterior vive en sus propias categorías, las distancias y los tamaños en el Universo son colosales. Rara vez pensamos en el hecho de que la evolución de las galaxias y las estrellas tiene lugar constantemente ante nuestros ojos. Cada objeto en el vasto espacio es una consecuencia de ciertos procesos físicos. Las galaxias, las estrellas e incluso los planetas tienen grandes fases de desarrollo.
Nuestro planeta y todos dependemos de nuestra luminaria. ¿Hasta cuándo nos deleitará el sol con su calor, dando vida al sistema solar? ¿Qué nos espera en el futuro en millones y miles de millones de años? En este sentido, es curioso saber más sobre cuáles son las etapas de la evolución de los objetos astronómicos, de dónde provienen las estrellas y cómo termina la vida de estas maravillosas luminarias en el cielo nocturno.
Origen, nacimiento y evolución de las estrellas
La evolución de las estrellas y planetas que habitan nuestra Vía Láctea y todo el Universo está, en su mayor parte, bien estudiada. En el espacio, las leyes de la física son inquebrantables, lo que ayuda a comprender el origen de los objetos espaciales. En este caso, se acostumbra apoyarse en la teoría del Big Bang, que ahora es la doctrina dominante sobre el proceso del origen del Universo. El evento que sacudió el universo y condujo a la formación del universo, según los estándares cósmicos, es rápido como un rayo. Para el espacio, los momentos pasan desde el nacimiento de una estrella hasta su muerte. Las enormes distancias crean la ilusión de la constancia del universo. Una estrella que se encendió en la distancia brilla para nosotros durante miles de millones de años, en ese momento puede que ya no exista.
La teoría de la evolución de las galaxias y las estrellas es un desarrollo de la teoría del Big Bang. La doctrina del nacimiento de estrellas y el surgimiento de sistemas estelares difiere en la escala de lo que está sucediendo y el marco de tiempo, que, a diferencia del Universo en su conjunto, puede observarse por medios científicos modernos.
Al estudiar el ciclo de vida de las estrellas, puede utilizar el ejemplo de la estrella más cercana a nosotros. El sol es una de los cien billones de estrellas en nuestro campo de visión. Además, la distancia de la Tierra al Sol (150 millones de km) brinda una oportunidad única para estudiar el objeto sin salir del sistema solar. La información obtenida nos permitirá comprender en detalle cómo están dispuestas otras estrellas, qué tan rápido se agotan estas gigantes fuentes de calor, cuáles son las etapas del desarrollo de una estrella y cuál será el final de esta brillante vida - silenciosa y tenue o centelleante. explosivo.
Después del Big Bang, las partículas más pequeñas formaron nubes interestelares, que se convirtieron en la "maternidad" de billones de estrellas. De manera característica, todas las estrellas nacieron al mismo tiempo como resultado de la contracción y la expansión. La compresión del gas cósmico en las nubes surgió bajo la influencia de su propia gravedad y procesos similares en nuevas estrellas cercanas. La expansión surgió de la presión interna del gas interestelar y de los campos magnéticos dentro de la nube de gas. En este caso, la nube giraba libremente alrededor de su centro de masa.
Las nubes de gas formadas después de la explosión están compuestas en un 98% por hidrógeno atómico y molecular y helio. El polvo y las partículas microscópicas sólidas representan solo el 2% de este macizo. Anteriormente, se creía que en el centro de cualquier estrella se encuentra el núcleo de hierro, calentado a una temperatura de un millón de grados. Fue este aspecto el que explicó la gigantesca masa de la estrella.
En la oposición de las fuerzas físicas, prevalecieron las fuerzas de compresión, ya que la luz resultante de la liberación de energía no penetra en la nube de gas. La luz, junto con una parte de la energía liberada, se esparce hacia afuera, creando una temperatura negativa y una zona de baja presión dentro de una densa acumulación de gas. Estando en este estado, el gas cósmico se comprime rápidamente, la influencia de las fuerzas de atracción gravitacional lleva a que las partículas comiencen a formar materia estelar. Cuando una acumulación de gas es densa, la compresión intensa hace que se forme un cúmulo de estrellas. Cuando el tamaño de la nube de gas es pequeño, la compresión conduce a la formación de una sola estrella.
Una breve descripción de lo que está sucediendo es que la futura estrella pasa por dos etapas: compresión rápida y lenta hasta el estado de protoestrella. En un lenguaje simple y comprensible, la compresión rápida es la caída de materia estelar hacia el centro de una protoestrella. Ya se produce una compresión lenta en el contexto del centro formado de la protoestrella. Durante los próximos cientos de miles de años, la nueva formación se reduce de tamaño y su densidad aumenta millones de veces. Gradualmente, la protoestrella se vuelve opaca debido a la alta densidad de materia estelar y la compresión en curso desencadena el mecanismo de reacciones internas. Un aumento de la presión y las temperaturas internas conduce a la formación de una futura estrella con su propio centro de gravedad.
En este estado, la protoestrella permanece durante millones de años, emitiendo calor lentamente y encogiéndose gradualmente, disminuyendo de tamaño. Como resultado, se delinean los contornos de una nueva estrella y la densidad de su materia se vuelve comparable a la densidad del agua.
La densidad media de nuestra estrella es de 1,4 kg / cm3, casi la misma que la densidad del agua en el salado Mar Muerto. En el centro, el Sol tiene una densidad de 100 kg / cm3. La materia estelar no está en estado líquido, sino en forma de plasma.
Bajo la influencia de una enorme presión y temperatura de unos 100 millones de K, comienzan las reacciones termonucleares del ciclo del hidrógeno. La compresión se detiene, la masa del objeto aumenta, cuando la energía de la gravedad se convierte en una combustión termonuclear de hidrógeno. A partir de este momento, la nueva estrella, que emite energía, comienza a perder masa.
La versión anterior de la formación de una estrella es solo un diagrama primitivo que describe la etapa inicial de la evolución y el nacimiento de una estrella. Hoy, tales procesos en nuestra galaxia y en todo el Universo son prácticamente invisibles debido al intenso agotamiento del material estelar. En toda la historia consciente de las observaciones de nuestra galaxia, solo se han observado unas pocas estrellas nuevas. En la escala del Universo, esta cifra puede incrementarse cientos y miles de veces.
Durante la mayor parte de su vida, las protoestrellas están ocultas al ojo humano por un caparazón polvoriento. La radiación del núcleo solo se puede observar en el rango infrarrojo, que es la única forma de ver el nacimiento de una estrella. Por ejemplo, en la Nebulosa de Orión en 1967, los astrofísicos descubrieron una nueva estrella en el rango infrarrojo, cuya temperatura de radiación era de 700 grados Kelvin. Posteriormente, resultó que el lugar de nacimiento de las protoestrellas son fuentes compactas que están disponibles no solo en nuestra galaxia, sino también en otros rincones del Universo alejados de nosotros. Además de la radiación infrarroja, los lugares de nacimiento de nuevas estrellas están marcados por intensas señales de radio.
El proceso de estudio y diagrama de la evolución de las estrellas.
Todo el proceso de conocer las estrellas se puede dividir aproximadamente en varias etapas. Al principio, debe determinar la distancia a la estrella. La información sobre qué tan lejos está la estrella de nosotros, cuánto tiempo ha pasado la luz, da una idea de lo que le sucedió a la estrella durante todo este tiempo. Después de que una persona aprendió a medir la distancia a estrellas distantes, quedó claro que las estrellas son los mismos soles, solo que de diferentes tamaños y con diferentes destinos. Conociendo la distancia a la estrella, el proceso de fusión termonuclear de la estrella se puede rastrear por el nivel de luz y la cantidad de energía emitida.
Después de determinar la distancia a la estrella, puede utilizar el análisis espectral para calcular la composición química de la estrella y averiguar su estructura y edad. Gracias a la llegada del espectrógrafo, los científicos pudieron estudiar la naturaleza de la luz de las estrellas. Con este dispositivo es posible determinar y medir la composición gaseosa de la materia estelar que posee una estrella en diferentes etapas de su existencia.
Al estudiar el análisis espectral de la energía del Sol y otras estrellas, los científicos han llegado a la conclusión de que la evolución de las estrellas y los planetas tiene raíces comunes. Todos los cuerpos cósmicos tienen el mismo tipo, composición química similar y se originaron a partir de la misma materia, que surgió como resultado del Big Bang.
La materia estelar consta de los mismos elementos químicos (hasta el hierro) que nuestro planeta. La diferencia está solo en la cantidad de ciertos elementos y en los procesos que tienen lugar en el Sol y dentro del firmamento terrestre. Esto es lo que distingue a las estrellas de otros objetos del universo. El origen de las estrellas también debe verse en el contexto de otra disciplina física, la mecánica cuántica. Según esta teoría, la materia que determina la materia estelar consiste en átomos y partículas elementales en constante división que crean su propio microcosmos. En este sentido, la estructura, composición, estructura y evolución de las estrellas es de interés. Al final resultó que, la mayor parte de nuestra estrella y muchas otras estrellas son solo dos elementos: hidrógeno y helio. Un modelo teórico que describa la estructura de una estrella permitirá comprender su estructura y la principal diferencia con otros objetos espaciales.
La característica principal es que muchos objetos en el Universo tienen cierto tamaño y forma, mientras que una estrella puede cambiar de tamaño a medida que se desarrolla. El gas caliente es una combinación de átomos que están débilmente unidos entre sí. Millones de años después de la formación de una estrella, comienza el enfriamiento de la capa superficial de materia estelar. La estrella emite la mayor parte de su energía al espacio exterior, disminuyendo o aumentando de tamaño. La transferencia de calor y energía se produce desde el interior de la estrella hacia la superficie, afectando la intensidad de la radiación. En otras palabras, la misma estrella se ve diferente en diferentes períodos de su existencia. Los procesos termonucleares basados \u200b\u200ben reacciones del ciclo del hidrógeno promueven la conversión de átomos de hidrógeno ligeros en elementos más pesados: helio y carbono. Según astrofísicos y científicos nucleares, esta reacción termonuclear es la más eficiente en términos de la cantidad de calor generado.
¿Por qué la fusión termonuclear de un núcleo no termina con la explosión de tal reactor? El caso es que las fuerzas del campo gravitacional en él pueden mantener la materia estelar dentro del volumen estabilizado. A partir de esto, se puede extraer una conclusión inequívoca: cualquier estrella es un cuerpo masivo que conserva su tamaño debido al equilibrio entre las fuerzas de la gravedad y la energía de las reacciones termonucleares. El resultado de este diseño natural ideal es una fuente de calor que puede funcionar durante mucho tiempo. Se supone que las primeras formas de vida en la Tierra aparecieron hace 3 mil millones de años. El sol en aquellos tiempos lejanos calentó nuestro planeta tal como lo hace ahora. En consecuencia, nuestra estrella ha cambiado poco, a pesar de que la escala del calor irradiado y la energía solar es colosal: más de 3-4 millones de toneladas por segundo.
Es fácil calcular cuánto ha perdido peso nuestra estrella a lo largo de los años de su existencia. Esta será una cifra enorme, pero debido a su enorme masa y alta densidad, tales pérdidas en la escala del Universo parecen insignificantes.
Etapas de evolución estelar
El destino de la estrella depende de la masa inicial de la estrella y de su composición química. Mientras que las principales reservas de hidrógeno se concentran en el núcleo, la estrella permanece en la llamada secuencia principal. Tan pronto como hay una tendencia hacia un aumento en el tamaño de una estrella, significa que la principal fuente de fusión termonuclear se ha secado. Comenzó el largo camino final de transformación del cuerpo celeste.
Las luminarias formadas en el Universo se dividen inicialmente en tres tipos más comunes:
- estrellas normales (enanas amarillas);
- estrellas enanas;
- estrellas gigantes.
Las estrellas de baja masa (enanas) queman lentamente sus reservas de hidrógeno y viven sus vidas con bastante calma.
La mayoría de estas estrellas en el Universo y nuestra estrella, una enana amarilla, les pertenece. Con el inicio de la vejez, la enana amarilla se convierte en una gigante roja o supergigante.
Basado en la teoría del origen de las estrellas, el proceso de formación de estrellas en el Universo no ha terminado. Las estrellas más brillantes de nuestra galaxia no solo son las más grandes en comparación con el Sol, sino también las más jóvenes. Los astrofísicos y los astrónomos llaman a estas estrellas supergigantes azules. Al final, se enfrentarán al mismo destino que están experimentando billones de otras estrellas. Primero, un nacimiento rápido, una vida brillante y ardiente, después de la cual se establece un período de lenta decadencia. Las estrellas tan grandes como el Sol tienen un ciclo de vida largo, estando en la secuencia principal (en el medio).
Utilizando datos sobre la masa de una estrella, se puede asumir su camino evolutivo de desarrollo. Una clara ilustración de esta teoría es la evolución de nuestra estrella. Nada es eterno. Como resultado de la fusión termonuclear, el hidrógeno se convierte en helio, por lo tanto, sus reservas iniciales se consumen y reducen. En algún momento, no muy pronto, estas existencias se agotarán. A juzgar por el hecho de que nuestro Sol continúa brillando durante más de 5 mil millones de años, sin cambiar su tamaño, la edad madura de una estrella puede durar aproximadamente el mismo período.
El agotamiento de las reservas de hidrógeno conducirá al hecho de que, bajo la influencia de la gravedad, el núcleo del sol comenzará a contraerse rápidamente. La densidad del núcleo será muy alta, como resultado de lo cual los procesos termonucleares se trasladarán a las capas adyacentes al núcleo. Esta condición se llama colapso, que puede ser causado por el paso de reacciones termonucleares en las capas superiores de la estrella. Como resultado de la alta presión, se desencadenan reacciones termonucleares con la participación de helio.
Las reservas de hidrógeno y helio en esta parte de la estrella durarán otros millones de años. Está muy lejos de ahora que el agotamiento de las reservas de hidrógeno lleve a un aumento de la intensidad de la radiación, a un aumento del tamaño de la envoltura y del tamaño de la propia estrella. Como resultado, nuestro Sol se volverá muy grande. Si imaginamos esta imagen en decenas de miles de millones de años, en lugar de un disco brillante deslumbrante, un disco rojo caliente de dimensiones gigantescas colgará en el cielo. Las gigantes rojas son una fase natural en la evolución de una estrella, su estado de transición a la categoría de estrellas variables.
Como resultado de tal transformación, la distancia de la Tierra al Sol se reducirá, de modo que la Tierra caerá en la zona de influencia de la corona solar y comenzará a "freírse" en ella. La temperatura en la superficie del planeta aumentará decenas de veces, lo que provocará la desaparición de la atmósfera y la evaporación del agua. Como resultado, el planeta se convertirá en un desierto rocoso sin vida.
Las etapas finales de la evolución de las estrellas.
Habiendo alcanzado la fase de gigante roja, una estrella normal se convierte en una enana blanca bajo la influencia de procesos gravitacionales. Si la masa de una estrella es aproximadamente igual a la masa de nuestro Sol, todos los procesos principales en ella se desarrollarán con calma, sin impulsos ni reacciones explosivas. La enana blanca morirá durante mucho tiempo, ardiendo hasta los cimientos.
En los casos en que la estrella originalmente tenía 1,4 veces la masa del Sol, la enana blanca no será la etapa final. Con una gran masa dentro de la estrella, los procesos de compactación de la materia estelar comienzan a nivel atómico y molecular. Los protones se convierten en neutrones, la densidad de la estrella aumenta y su tamaño disminuye rápidamente.
Las estrellas de neutrones conocidas por la ciencia tienen un diámetro de 10 a 15 km. Con un tamaño tan pequeño, una estrella de neutrones tiene una masa colosal. Un centímetro cúbico de materia estelar puede pesar miles de millones de toneladas.
En el caso de que inicialmente estuviéramos tratando con una estrella de gran masa, la etapa final de la evolución toma otras formas. El destino de una estrella masiva es un agujero negro, un objeto con una naturaleza inexplorada y un comportamiento impredecible. La enorme masa de la estrella aumenta las fuerzas gravitacionales que impulsan las fuerzas de compresión. No es posible suspender este proceso. La densidad de la materia crece hasta convertirse en infinito, formando un espacio singular (teoría de la relatividad de Einstein). El radio de dicha estrella eventualmente se volverá cero, convirtiéndose en un agujero negro en el espacio exterior. Habría muchos más agujeros negros si las estrellas masivas y supermasivas ocuparan la mayor parte del espacio en el espacio.
Cabe señalar que cuando el gigante rojo se transforma en una estrella de neutrones o un agujero negro, el Universo puede experimentar un fenómeno único: el nacimiento de un nuevo objeto espacial.
El nacimiento de una supernova es la etapa final más impresionante de la evolución estelar. Aquí actúa la ley natural de la naturaleza: el cese de la existencia de un cuerpo da lugar a una nueva vida. El período de un ciclo como el nacimiento de una supernova se refiere principalmente a estrellas masivas. Las reservas gastadas de hidrógeno conducen al hecho de que el helio y el carbono se incluyen en el proceso de fusión termonuclear. Como resultado de esta reacción, la presión aumenta nuevamente y se forma un núcleo de hierro en el centro de la estrella. Bajo la influencia de las fuerzas gravitacionales más fuertes, el centro de masa se desplaza hacia la parte central de la estrella. El núcleo se vuelve tan pesado que no puede soportar su propia gravedad. Como consecuencia, comienza una rápida expansión del núcleo que conduce a una explosión instantánea. El nacimiento de una supernova es una explosión, una onda de choque de fuerza monstruosa, un destello brillante en las vastas extensiones del Universo.
Cabe señalar que nuestro Sol no es una estrella masiva, por lo tanto, tal destino no lo amenaza, y nuestro planeta no debe temer tal final. En la mayoría de los casos, las explosiones de supernovas ocurren en galaxias distantes, lo que explica su detección bastante rara.
Finalmente
La evolución de las estrellas es un proceso que se extiende por decenas de miles de millones de años. Nuestra idea de los procesos en curso es solo un modelo matemático y físico, una teoría. El tiempo terrestre es solo un momento en el enorme ciclo de tiempo en el que vive nuestro Universo. Solo podemos observar lo que sucedió hace miles de millones de años y adivinar lo que podrían enfrentar las generaciones futuras de terrícolas.
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La vida de las estrellas consta de varias etapas, a través de las cuales durante millones y miles de millones de años las luminarias luchan constantemente por un final inevitable, convirtiéndose en llamaradas brillantes o en sombríos agujeros negros.
La vida de una estrella de cualquier tipo es un proceso increíblemente largo y complejo, acompañado de fenómenos de escala cósmica. Su versatilidad es simplemente imposible de rastrear y estudiar por completo, incluso utilizando todo el arsenal de la ciencia moderna. Pero sobre la base de ese conocimiento único acumulado y procesado durante todo el período de existencia de la astronomía terrestre, tenemos a nuestra disposición capas enteras de la información más valiosa. Esto permite vincular la secuencia de episodios del ciclo de vida de las luminarias en teorías relativamente coherentes y simular su desarrollo. ¿Cuáles son estas etapas?
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Episodio I. Protoestrellas
El camino de la vida de las estrellas, como todos los objetos del macrocosmos y microcosmos, comienza desde el nacimiento. Este evento se origina en la formación de una nube increíblemente enorme, dentro de la cual aparecen las primeras moléculas, por lo que la formación se llama molecular. A veces, también se usa otro término que revela directamente la esencia del proceso: la cuna de las estrellas.
Solo cuando en tal nube, debido a circunstancias insuperables, se produce una compresión extremadamente rápida de sus partículas constituyentes con masa, es decir, colapso gravitacional, comienza a formarse una estrella futura. La razón de esto es el estallido de energía gravitacional, parte de la cual comprime las moléculas de gas y calienta la nube madre. Luego, la transparencia de la formación comienza a desaparecer gradualmente, lo que contribuye a un calentamiento aún mayor y a un aumento de la presión en su centro. El episodio final de la fase protoestelar es la acumulación de materia que cae sobre el núcleo, durante la cual la estrella emergente crece y se vuelve visible después de que la presión de la luz emitida literalmente barre todo el polvo hacia las afueras.
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Este enorme panorama de la Nebulosa de Orión se captura a partir de las imágenes. Esta nebulosa es una de las cunas de estrellas más grandes y cercanas a nosotros. Intenta encontrar protoestrellas en esta nebulosa, ya que la resolución de este panorama te permite hacerlo.
Episodio II. Estrellas jóvenes
Fomalhaut, imagen del catálogo DSS. Todavía hay un disco protoplanetario alrededor de esta estrella.
La siguiente etapa o ciclo de la vida de una estrella es el período de su infancia cósmica, que, a su vez, se divide en tres etapas: estrellas jóvenes de las pequeñas (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.
Episodio III. El apogeo del camino de la vida de una estrella.
Disparo de sol en la línea H alfa. Nuestra estrella está en su mejor momento.
En la mitad de su vida, las luminarias cósmicas pueden tener una amplia variedad de colores, masas y dimensiones. La paleta de colores va desde los tonos azulados hasta los rojos, y su masa puede ser mucho menor que la del sol, o superarla en más de trescientas veces. La secuencia principal del ciclo de vida de las estrellas dura unos diez mil millones de años. Después de eso, el hidrógeno se agota en el núcleo del cuerpo cósmico. Este momento se considera la transición de la vida del objeto a la siguiente etapa. Debido al agotamiento de los recursos de hidrógeno en el núcleo, las reacciones termonucleares se detienen. Sin embargo, durante el período de la contracción recién comenzada de la estrella, comienza el colapso, lo que conduce a la aparición de reacciones termonucleares ya con la participación de helio. Este proceso estimula una increíble expansión de la estrella. Y ahora se la considera una gigante roja.
Episodio IV. El fin de la existencia de las estrellas y su muerte.
Las viejas luminarias, como sus contrapartes jóvenes, se dividen en varios tipos: estrellas de baja masa, medianas, supermasivas, etc. En cuanto a los objetos con una masa pequeña, todavía es imposible establecer exactamente qué procesos ocurren con ellos en las últimas etapas de su existencia. Todos estos fenómenos se describen hipotéticamente utilizando simulaciones por computadora, y no sobre la base de observaciones cuidadosas de ellos. Después de la combustión final del carbono y el oxígeno, la envoltura atmosférica de la estrella aumenta y el componente gaseoso se pierde rápidamente. Al final de su camino evolutivo, las luminarias se comprimen repetidamente y su densidad, por el contrario, aumenta significativamente. Se considera que una estrella así es una enana blanca. Luego, en su fase de vida sigue el período de la supergigante roja. Lo último en el ciclo de existencia de una estrella es su transformación, como resultado de una compresión muy fuerte, en una estrella de neutrones. Sin embargo, no todos los cuerpos cósmicos se convierten en tales. Algunos, más a menudo los más grandes en términos de parámetros (más de 20-30 masas solares), se convierten en agujeros negros como resultado del colapso.
Datos interesantes de los ciclos de vida de las estrellas.
Una de las informaciones más peculiares y notables de la vida estelar del espacio es que la abrumadora mayoría de luminarias en la nuestra se encuentran en la etapa de enanas rojas. Tales objetos tienen una masa significativamente menor que la del Sol.
También es bastante interesante que la atracción magnética de las estrellas de neutrones sea miles de millones de veces mayor que la de una estrella terrestre.
Efecto de la masa en una estrella
Otro dato igualmente entretenido es la duración de la existencia de los tipos de estrellas más grandes conocidos. Debido al hecho de que su masa es capaz de cientos de veces la masa solar, su liberación de energía también es muchas veces mayor, a veces incluso millones de veces. En consecuencia, el período de su vida dura mucho menos. En algunos casos, su existencia se ajusta solo a unos pocos millones de años, frente a miles de millones de años de vida para las estrellas con una masa pequeña.
Un hecho interesante es también lo contrario de los agujeros negros a las enanas blancas. Es de destacar que los primeros surgen de las estrellas más gigantescas en masa, y los segundos, por el contrario, de las más pequeñas.
Hay una gran cantidad de fenómenos únicos en el Universo, de los que podemos hablar sin cesar, porque el espacio está muy poco estudiado y explorado. Todo el conocimiento humano sobre las estrellas y sus ciclos de vida que posee la ciencia moderna se obtiene principalmente a partir de observaciones y cálculos teóricos. Estos fenómenos y objetos poco estudiados dan lugar a un trabajo constante para miles de investigadores y científicos: astrónomos, físicos, matemáticos, químicos. Gracias a su trabajo continuo, estos conocimientos se acumulan, complementan y cambian constantemente, volviéndose más precisos, fiables y completos.
\u003e Ciclo de vida de una estrella
Descripción vida y muerte de las estrellas: etapas de desarrollo con foto, nubes moleculares, protoestrella, T Tauri, secuencia principal, gigante roja, enana blanca.
Todo en este mundo se está desarrollando. Cualquier ciclo comienza con el nacimiento, el crecimiento y termina con la muerte. Por supuesto, en las estrellas, estos ciclos se ejecutan de una manera especial. Recordemos que sus plazos son más ambiciosos y se miden en millones y miles de millones de años. Además, su muerte tiene ciertas consecuencias. Cómo se ve ciclo de vida de las estrellas?
El primer ciclo de vida de una estrella: nubes moleculares
Empecemos por el nacimiento de una estrella. Imagine una enorme nube de gas molecular frío que puede existir de forma segura en el universo sin ningún cambio. Pero de repente una supernova explota no muy lejos de ella, o choca contra otra nube. Debido a este empujón, se activa el proceso de destrucción. Se divide en pequeñas partes, cada una de las cuales se dibuja en sí misma. Como ya entendiste, todos estos montones se están preparando para convertirse en estrellas. La gravedad calienta la temperatura y el impulso almacenado apoya el proceso de 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).
Segundo ciclo de vida de una estrella:Protoestrella
El material se espesa más densamente, se calienta y es repelido por el colapso gravitacional. Tal objeto se llama protoestrella, alrededor del cual se forma un disco de material. Parte se siente atraída por el objeto, aumentando su masa. El resto de los escombros se agruparán y crearán un sistema planetario. Un mayor desarrollo 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 enorme cantidad de energía. La nueva etapa estelar lleva el nombre del prototipo: T Taurus. Es una estrella variable ubicada a 600 años luz de distancia.
Puede volverse muy brillante porque el material se descompone y libera energía. Pero en la parte central no hay suficiente temperatura 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 de un cuerpo celeste se eleva al nivel requerido, activando la fusión nuclear. Todas las estrellas pasan por esto. El hidrógeno se transforma en helio, liberando una gran cantidad de calor y energía.
La energía se libera en forma de rayos gamma, pero debido al movimiento lento de la estrella, disminuye con la longitud de onda. La luz se empuja hacia afuera y se enfrenta a la gravedad. Se puede considerar que aquí se crea un equilibrio perfecto.
¿Cuánto tiempo estará ella en la secuencia principal? Necesitamos partir de 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 combustible. Las estrellas promedio (como) viven entre 10 y 15 mil millones. Pero los más grandes son miles de millones o millones de años. Vea cómo se ve la evolución y muerte de estrellas de diferentes clases en el diagrama.
Quinto ciclo de vida de una estrella:Gigante rojo
Durante el proceso de fusión, el hidrógeno termina y el helio se acumula. Cuando no queda nada de hidrógeno, todas las reacciones vigorosas se congelan y la estrella comienza a encogerse debido a la fuerza de la gravedad. La capa de hidrógeno alrededor del núcleo se calienta y se enciende, lo que hace que el objeto crezca entre 1.000 y 10.000 veces más. En un momento determinado, nuestro Sol repetirá este destino, aumentando hasta la órbita terrestre.
Picos de temperatura y presión y el helio se fusiona con el carbono. En este punto, la estrella se contrae y deja de ser una gigante roja. Con mayor masividad, el objeto quemará otros elementos pesados.
Sexto ciclo de vida de una estrella:enano blanco
Una estrella con masa solar no tiene suficiente presión gravitacional para fusionar carbono. Por tanto, la muerte se produce con el fin del helio. Las capas externas se expulsan y aparece una enana blanca. Al principio hace calor, pero después de cientos de miles de millones de años se enfriará.