La vida interior de una estrella está regulada por la influencia de dos fuerzas: la fuerza de gravedad, que se opone a la estrella, la sostiene, y la fuerza liberada durante las reacciones nucleares que ocurren en el núcleo. Por el contrario, busca “empujar” a la estrella al espacio distante. Durante las etapas de formación, una estrella densa y comprimida está fuertemente influenciada por la gravedad. Como resultado, se produce un fuerte calentamiento, la temperatura alcanza los 10-20 millones de grados. Esto es suficiente para iniciar reacciones nucleares, como resultado de lo cual el hidrógeno se convierte en helio.
Luego, durante un largo período, las dos fuerzas se equilibran entre sí, la estrella está en un estado estable. Cuando el combustible nuclear del núcleo se seca poco a poco, la estrella entra en una fase de inestabilidad, dos fuerzas se oponen. Para una estrella, llega un momento crítico, entran en juego una variedad de factores: temperatura, densidad, composición química. En primer lugar, está la masa de la estrella, de ella depende el futuro de este cuerpo celeste: o la estrella se enciende como una supernova o se convierte en una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro.
Cómo se seca el hidrógeno
Solo los cuerpos celestes muy grandes (aproximadamente 80 veces la masa de Júpiter) se convierten en estrellas, los más pequeños (aproximadamente 17 veces más pequeños que Júpiter) se convierten en planetas. También hay cuerpos de masa media, demasiado grandes para pertenecer a la clase de planetas y demasiado pequeños y fríos para que se produzcan reacciones nucleares características de las estrellas en sus profundidades.
Estos cuerpos celestes de color oscuro tienen una luminosidad débil, es bastante difícil distinguirlos en el cielo. Se les llama enanas marrones.
Entonces, una estrella se forma a partir de nubes de gas interestelar. Como ya se señaló, la estrella está en un estado equilibrado durante bastante tiempo. Luego viene un período de inestabilidad. El futuro destino de una estrella depende de varios factores. Considere una pequeña estrella hipotética con una masa entre 0,1 y 4 masas solares. Un rasgo característico de las estrellas de baja masa es la ausencia de convección en las capas internas, es decir, las sustancias que componen una estrella no se mezclan, como ocurre en las estrellas de gran masa.
Esto significa que cuando se agota el hidrógeno en el núcleo, no hay nuevas reservas de este elemento en las capas externas. Cuando se quema hidrógeno, se convierte en helio. Poco a poco, el núcleo se calienta, las capas superficiales desestabilizan su propia estructura y la estrella, como se puede ver en el diagrama HR, abandona lentamente la fase de secuencia principal. En la nueva fase, la densidad de la materia dentro de la estrella aumenta, la composición del núcleo "degenera", dando como resultado una consistencia especial. Es diferente de la materia normal.
Alteración de la materia
Cuando la materia muta, la presión depende solo de la densidad de los gases y no de la temperatura.
En el diagrama de Hertzsprung-Russell, la estrella se desplaza hacia la derecha y luego hacia arriba, acercándose a la región de las gigantes rojas. Su tamaño aumenta significativamente y, debido a esto, la temperatura de las capas externas desciende. El diámetro de la gigante roja puede alcanzar cientos de millones de kilómetros. Cuando el nuestro entre en esta fase, se “tragará” a Venus, y si no puede capturar la Tierra, la calentará hasta tal punto que la vida en nuestro planeta dejará de existir.
Durante la evolución de una estrella, la temperatura de su núcleo aumenta. Primero, tienen lugar las reacciones nucleares, luego, cuando se alcanza la temperatura óptima, el helio se derrite. Cuando esto sucede, un aumento repentino de la temperatura central provoca una llamarada y la estrella se mueve rápidamente hacia el lado izquierdo del diagrama de frecuencia cardíaca. Este es el llamado "destello de helio". En este momento, el núcleo que contiene helio se quema junto con el hidrógeno, que es parte de la capa que rodea el núcleo. En el diagrama de FC, esta etapa se registra moviéndose hacia la derecha a lo largo de una línea horizontal.
Las últimas fases de la evolución
Cuando el helio se transforma en carbono, el núcleo cambia. Su temperatura aumenta hasta (si la estrella es grande), hasta que el carbono comienza a arder. Ocurre un nuevo brote. En cualquier caso, durante las últimas fases de la evolución de la estrella se nota una importante pérdida de masa. Esto puede suceder de forma gradual o abrupta, durante un estallido, cuando las capas externas de la estrella estallan como una gran burbuja. En el último caso, se forma una nebulosa planetaria, una capa esférica que se propaga en el espacio exterior a una velocidad de varias decenas o incluso cientos de km / seg.
El destino final de una estrella depende de la masa que queda después de todo lo que sucede en ella. Si durante todas las transformaciones y llamaradas arrojó mucha materia y su masa no supera las 1,44 masas solares, la estrella se convierte en una enana blanca. Esta figura se llama el "límite de Chandra-sekar" en honor al astrofísico paquistaní Subrahmanyan Chandrasekhar. Esta es la masa máxima de una estrella en la que no puede ocurrir un final catastrófico debido a la presión de los electrones en el núcleo.
Después del estallido de las capas externas, el núcleo de la estrella permanece y su temperatura superficial es muy alta, alrededor de 100.000 ° K. La estrella se mueve hacia el borde izquierdo de la tabla de FC y desciende hacia abajo. Su luminosidad disminuye a medida que disminuye su tamaño.
La estrella llega lentamente a la zona de las enanas blancas. Se trata de estrellas de pequeño diámetro (como las nuestras), pero de muy alta densidad, un millón y medio de veces la densidad del agua. ¡Un centímetro cúbico de materia que forma una enana blanca pesaría aproximadamente una tonelada en la Tierra!
La enana blanca es la etapa final en la evolución de una estrella, sin llamaradas. Se enfría un poco.
Los científicos creen que el final de la enana blanca es muy lento, en cualquier caso, desde el comienzo del universo, parece que ni una sola enana blanca ha sufrido de "muerte térmica".
Si la estrella es grande y su masa es mayor que la del Sol, explotará como una supernova. Durante un estallido, la estrella puede colapsar total o parcialmente. En el primer caso, quedará una nube de gas con la materia residual de la estrella. En el segundo, queda un cuerpo celeste de la mayor densidad: una estrella de neutrones o un agujero negro.
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. En comparación con la duración de una vida humana, este período de tiempo incomprensible para la mente es enorme. A escala espacial, estos cambios son bastante transitorios. Las estrellas que ahora observamos en el cielo nocturno eran las mismas de hace miles de años, cuando los faraones egipcios podían verlas, pero de hecho, durante todo este tiempo, las características físicas de los cuerpos celestes no se detuvieron 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.
Interpretar la evolución de las estrellas desde el punto de vista del profano
Para el profano, el espacio parece ser un mundo de tranquilidad y silencio. De hecho, el universo es un gigantesco laboratorio físico, donde se producen tremendas 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 desprenda calor. Sin embargo, un estado tan brillante no dura para siempre. El nacimiento brillante es seguido por un período de madurez de la estrella, que inevitablemente termina con el envejecimiento del cuerpo celeste y su muerte.
Formación de una protoestrella a partir de una nube de polvo de gas hace 5-7 mil millones de años
Toda nuestra información sobre las estrellas encaja hoy en día en el 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 cuántica y nuclear nos permite comprender el complejo proceso de fusión nuclear, gracias al cual existe una estrella, que emite calor y da luz al espacio circundante. Con el nacimiento de una estrella, se forma el equilibrio hidrostático y térmico, mantenido por sus propias fuentes de energía. Al final de una brillante carrera estelar, este equilibrio se rompe. Llega un giro de procesos irreversibles, cuyo resultado es la destrucción de una estrella o el colapso, un grandioso proceso de muerte instantánea y brillante de un cuerpo celeste.
Una explosión de supernova es el brillante final de la vida de una estrella nacida en los primeros años de existencia 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, hasta cierto punto, los parámetros astrofísicos existentes: la velocidad de rotación y el estado del campo magnético. No es posible decir exactamente cómo sucede todo debido a la enorme duración de los procesos descritos. La tasa de evolución, las etapas de transformación dependen del momento de nacimiento de una estrella y su ubicación en el Universo en el momento de su nacimiento.
Evolución de las estrellas desde un punto de vista científico
Cualquier estrella nace de un montón de gas interestelar frío, que se comprime bajo la acción de fuerzas gravitacionales externas e internas al estado de una bola de gas. El proceso de compresión de la sustancia gaseosa no se detiene ni un instante, acompañado de una colosal liberación de energía térmica. La temperatura de la nueva formación aumenta hasta que se lanza la fusión termonuclear. A partir de este momento cesa la compresión de la materia estelar y se alcanza un equilibrio entre los estados hidrostático y térmico del objeto. El universo se ha reabastecido con una nueva estrella en toda regla.
El principal combustible estelar es un átomo de hidrógeno como resultado de una reacción termonuclear iniciada.
En la evolución de las estrellas, sus fuentes de energía térmica son de fundamental importancia. 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 compresión gravitacional en el interior de la estrella compensan la pérdida. Mientras haya suficiente combustible nuclear en el interior de la estrella, la estrella brilla con luz brillante e irradia calor. Tan pronto como el proceso de fusión termonuclear se ralentiza o se detiene por completo, se activa el mecanismo de contracción interna de la estrella para mantener el equilibrio térmico y termodinámico. En esta etapa, el objeto ya está emitiendo energía térmica, que es visible solo en el rango de infrarrojos.
Con base en los procesos descritos, podemos concluir que la evolución de las estrellas es un cambio secuencial en las fuentes de energía estelar. En la astrofísica moderna, los procesos de transformación de las estrellas se pueden organizar de acuerdo con tres escalas:
- cronología nuclear;
- segmento térmico de la vida de una estrella;
- segmento dinámico (final) de la vida de la estrella.
En cada caso, 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 sea alimentado por sus propias fuentes de calor e irradie energía que es 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 curso de la fusión termonuclear. Cuanto mayor sea la masa de la estrella, mayor será la intensidad de las reacciones nucleares y, en consecuencia, mayor la luminosidad del objeto.
Los tamaños y masas de varias estrellas, desde una supergigante hasta una enana roja.
La línea de tiempo térmica define la etapa evolutiva durante la cual una estrella consume toda su energía térmica. Este proceso comienza desde el momento en que se agotan las últimas reservas de hidrógeno y se detienen las reacciones nucleares. Para mantener el equilibrio del objeto, se inicia un proceso de compresión. La materia estelar cae hacia el centro. En este caso, hay una transición de energía cinética a energía térmica, que se gasta en mantener el equilibrio de temperatura requerido dentro de la estrella. Parte de la energía se 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.
Una estrella en camino a la secuencia principal.
La formación de estrellas se produce de acuerdo con una línea de tiempo dinámica. El gas estelar cae libremente hacia adentro, 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 la temperatura, mayor será la presión en las entrañas de la futura estrella. Se detiene la caída libre de moléculas y átomos, se detiene el proceso de compresión del gas estelar. Este estado del objeto generalmente se llama protoestrella. El objeto es un 90% de hidrógeno molecular. Cuando la temperatura alcanza los 1800 K, el hidrógeno pasa a un estado atómico. En el proceso de descomposición, se consume energía, el aumento de temperatura se ralentiza.
El universo consta de un 75% de hidrógeno molecular que, durante la formación de las protoestrellas, se convierte en hidrógeno atómico, el combustible nuclear de la estrella.
En este estado, la presión dentro de la bola de gas disminuye, dando libertad a la fuerza de compresión. Esta secuencia se repite cada vez que todo el hidrógeno se ioniza primero y luego comienza el turno de ionización del helio. A una temperatura de 10⁵ K, el gas se ioniza completamente, la contracción de la estrella se detiene y el objeto se vuelve hidrostático. La evolución posterior de la estrella procederá de acuerdo con la escala de tiempo térmica, mucho más lenta y consistentemente.
El radio de la protoestrella disminuye de 100 AU desde el comienzo de su formación. a ¼ au 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 a su borde externo. Posteriormente, con un aumento de temperatura en el interior de un cuerpo celeste, la convección es reemplazada por transferencia radiante, 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 transferencia radiativa en una estrella recién formada antes del inicio de las reacciones de fusión termonuclear
Por ejemplo, para las estrellas cuya masa es idéntica a la masa de nuestro Sol, la compresión de la nube protoestelar ocurre en solo unos pocos cientos de años. En cuanto a la etapa final de la formación del objeto, la condensación de materia estelar se ha extendido durante millones de años. El sol se mueve hacia la secuencia principal lo suficientemente rápido, y este camino tomará cientos de millones o miles de millones de años. En otras palabras, cuanto mayor es la masa de la estrella, más tiempo se tarda en formar una estrella en toda regla. Una estrella con una masa de 15M se moverá a lo largo del camino hacia la secuencia principal durante mucho más tiempo, unos 60 mil años.
Fase de secuencia principal
A pesar de que algunas reacciones de fusión termonuclear comienzan a temperaturas más bajas, la fase principal de la combustión del hidrógeno comienza a una temperatura de 4 millones de grados. A partir de este momento, comienza la fase de secuencia principal. Entra en acción una nueva forma de reproducción de energía estelar, la nuclear. La energía cinética liberada durante la contracción del objeto se desvanece en el fondo. El equilibrio logrado asegura una vida larga y tranquila para una estrella en la fase inicial de la secuencia principal.
Fisión y desintegración de átomos de hidrógeno en el curso de una reacción termonuclear que tiene lugar en el interior de una estrella.
A partir de este momento, la observación de la vida de la 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 quema de hidrógeno. El objeto está en equilibrio. Con el consumo de combustible nuclear, solo cambia la composición química del objeto. La permanencia del Sol en la fase de secuencia principal durará aproximadamente 10 mil millones de años. Nuestra estrella nativa tardará tanto en agotar todo su suministro de hidrógeno. En cuanto a las estrellas masivas, su evolución es más rápida. Al emitir más energía, la 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. Por lo tanto, 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 evalúa la relación entre el espectro de estrellas y su luminosidad. Los puntos del diagrama son las ubicaciones de estrellas famosas. Las flechas indican el desplazamiento de las estrellas de la secuencia principal a las fases de enana blanca y gigante.
Para visualizar la evolución de las estrellas, basta con mirar el diagrama que muestra la trayectoria del cuerpo celeste en la secuencia principal. La parte superior del gráfico parece menos abarrotada de objetos, ya que aquí es donde se concentran las estrellas masivas. Esta ubicación se debe a su corto ciclo de vida. Algunas de las estrellas conocidas hasta la fecha tienen una masa de 70M. Es posible que los objetos cuya masa exceda el límite superior de 100M no se formen en absoluto.
Los cuerpos celestes, cuya masa es inferior a 0,08 M, no pueden superar la masa crítica necesaria para el inicio de la fusión termonuclear y permanecen fríos durante toda su vida. Las protoestrellas más pequeñas se encogen para formar enanas similares a planetas.
Una enana marrón similar a un planeta en comparación con una estrella normal (nuestro Sol) y el planeta Júpiter
Al final de la secuencia hay 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 los objetos, cuya masa es 1,5M.
Etapas posteriores en la evolución de las estrellas
Cada una de las opciones para el desarrollo del estado de una estrella está determinada por su masa y el tiempo durante el cual tiene lugar la transformación de la materia estelar. Sin embargo, el universo es un mecanismo complejo y multifacético, por lo que la evolución de las estrellas puede ir por otros caminos.
Viajando a través de la secuencia principal, una estrella con una masa aproximadamente igual a la del Sol tiene tres opciones de ruta principales:
- viva su vida con calma y descanse 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, convertirse en supernova y convertirse en una estrella de neutrones.
Posibles variantes de la evolución de las protoestrellas en función del tiempo, la composición química de los objetos y sus masas.
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 trasladan 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, transformando la materia estelar en un gas relativista degenerado. Si la masa de la estrella es un poco más de 0,26 M, un aumento en la presión y la temperatura conduce al comienzo de la síntesis de helio, cubriendo toda la región central del objeto. A partir de ese momento, la temperatura de la estrella aumenta 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 velocidad de fisión del helio, lo 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 descargada.
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 de estrato.
Esta condición es temporal y no persistente. La materia estelar se mezcla constantemente, mientras que una parte significativa de ella se arroja al espacio circundante, formando una nebulosa planetaria. En el centro, queda un núcleo caliente, que se llama enana blanca.
Para las estrellas de gran masa, los procesos enumerados no son tan catastróficos. La combustión de helio es reemplazada por una 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 desencadenar una reacción de fisión nuclear del carbono y otros elementos.
El destino de la enana blanca es una estrella de neutrones o un agujero negro
Una vez en el estado de una enana blanca, el objeto se encuentra en un estado extremadamente inestable. Las reacciones nucleares detenidas conducen a una caída de presión, el núcleo entra en un estado de colapso. La energía liberada en este caso se gasta en la desintegración del hierro en átomos de helio, que luego se desintegra en protones y neutrones. El proceso iniciado se está desarrollando a un ritmo rápido. El colapso de una estrella caracteriza el segmento dinámico de la escala y toma una fracción de segundo en el tiempo. Los restos de combustible nuclear se encienden de manera 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 la 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 externas de la estrella (centro). Energía liberada como resultado de la expulsión de las capas externas 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 ha reabastecido con un nuevo objeto: una estrella de neutrones. Debido a la alta densidad, el núcleo se degenera, el proceso de colapso nuclear 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.
Explicando la parte final de la evolución estelar
Los procesos evolutivos descritos son poco probables para las estrellas en equilibrio normal. Sin embargo, la existencia de enanas blancas y estrellas de neutrones prueba la existencia real de procesos de compresión de la materia estelar. El número insignificante de tales objetos en el Universo da testimonio de la fugacidad de su existencia. La etapa final en la evolución de las estrellas se puede representar como una cadena secuencial de dos tipos:
- estrella normal - gigante roja - descarga de capas externas - enana blanca;
- estrella masiva - supergigante roja - explosión de supernova - estrella de neutrones o agujero negro - inexistencia.
Diagrama de evolución estelar. Opciones para la continuación de la vida de estrellas fuera de la secuencia principal.
Es bastante difícil explicar los procesos que tienen lugar 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 lidiando con la fatiga de la materia. Como resultado de una acción termodinámica mecánica prolongada, la materia cambia sus propiedades físicas. La fatiga de la materia estelar, mermada por reacciones nucleares prolongadas, puede explicar la aparición de un gas de electrones degenerados, su posterior neutronización y aniquilación. Si todos estos procesos 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 debido a la desaparición y la explosión de estrellas. 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 cierta cantidad de materia ha desaparecido en un lugar, en otro lugar del Universo, la misma cantidad de materia aparece en una forma diferente.
Por fin
Al estudiar la evolución de las estrellas, llegamos a la conclusión de que el Universo es una solución gigante enrarecida en la que parte de la materia se transforma en moléculas de hidrógeno, que es el material de construcción de las estrellas. La otra parte se disuelve en el espacio, desapareciendo de la esfera de las sensaciones materiales. En este sentido, un agujero negro es el lugar donde todo lo material pasa 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 confía solo en las leyes de la física nuclear, cuántica y termodinámica. La teoría de la probabilidad relativa debe estar conectada al estudio de este tema, que permite la curvatura del espacio, lo que permite que una energía se transforme en otra, de un estado a otro.
Una estrella de masa T☼ y el radio R se pueden caracterizar por su energía potencial Е ... Potencial, o energía gravitacional Las estrellas se llaman el trabajo que se debe gastar para rociar el material de la estrella hasta el infinito. Por el contrario, esta energía se libera cuando la estrella se contrae, es decir, con una disminución de su radio. El valor de esta energía se puede calcular mediante la fórmula:
La energía potencial del Sol es igual a: E ☼ = 5.9 ∙ 10 41 J.
Un estudio teórico del proceso de contracción gravitacional de una estrella mostró que aproximadamente la mitad de su energía potencial es emitida por la estrella, mientras que la otra mitad se gasta en elevar la temperatura de su masa a unos diez millones de Kelvin. Sin embargo, no es difícil estar convencido de que el Sol iluminaría esta energía en 23 millones de años. Entonces, la compresión gravitacional puede ser una fuente de energía para las estrellas solo en algunas etapas, bastante cortas, de su desarrollo.
La teoría de la fusión termonuclear fue formulada en 1938 por los físicos alemanes Karl Weizsacker y Hans Bethe. El requisito previo para ello fue, en primer lugar, la determinación en 1918 por F. Aston (Inglaterra) de la masa del átomo de helio, que es el 3,97 de la masa del átomo de hidrógeno. , en segundo lugar, la identificación en 1905 de la relación entre el peso corporal T y su energía mi en forma de fórmula de Einstein:
donde c es la velocidad de la luz, en tercer lugar, el descubrimiento en 1929 de que, debido al efecto túnel, dos partículas igualmente cargadas (dos protones) pueden acercarse entre sí a una distancia donde la fuerza de atracción será superior, así como la descubrimiento en 1932 del positrón e + y el neutrón n.
La primera y más eficaz de las reacciones de fusión termonuclear es la formación de cuatro protones p del núcleo de un átomo de helio según el esquema:
Es muy importante lo que surge aquí. defecto masivo: la masa del núcleo de helio es 4.00389 amu, mientras que la masa de los cuatro protones es 4.03252 amu. Usando la fórmula de Einstein, calculamos la energía que se libera durante la formación de un núcleo de helio:
Es fácil calcular que si el Sol en la etapa inicial de desarrollo consistiera en un hidrógeno, entonces su transformación en helio sería suficiente para la existencia del Sol como una estrella con la pérdida de energía actual de aproximadamente 100 mil millones de años. De hecho, estamos hablando del "quemado" de aproximadamente el 10% del hidrógeno del interior más profundo de la estrella, donde la temperatura es suficiente para las reacciones de fusión.
Las reacciones de síntesis de helio pueden proceder de dos formas. El primero se llama ciclo de pp, segundo - CON NO ciclo. En cualquier caso, dos veces en cada núcleo de helio, el protón se convierte en un neutrón según el esquema:
,
donde V- neutrinos.
La Tabla 1 muestra el tiempo promedio de cada una de las reacciones de fusión termonuclear, el intervalo durante el cual el número de partículas iniciales disminuirá en mi una vez.
Tabla 1. Reacciones de la síntesis de helio.
La eficiencia de las reacciones de síntesis se caracteriza por el poder de la fuente, la cantidad de energía que se libera por unidad de masa de materia por unidad de tiempo. De la teoría se desprende que
, mientras que . Límite de temperatura T, por encima del cual no jugará el papel principal páginas-, a Ciclo CNO, es igual a 15 ∙ 10 6 K. En el interior del Sol, el papel principal lo desempeñará páginas- ciclo. Precisamente porque la primera de sus reacciones tiene un tiempo característico muy largo (14 mil millones de años), el Sol y estrellas similares pasan su camino evolutivo durante unos diez mil millones de años. Para las estrellas blancas más masivas, este tiempo es decenas y cientos de veces más corto, ya que el tiempo característico de las reacciones principales es mucho más corto. CNO- ciclo.Si la temperatura en el interior de una estrella después del agotamiento del hidrógeno alcanza cientos de millones de kelvin, y esto es posible para estrellas con una masa T> 1.2m ☼, entonces la reacción de convertir helio en carbono se convierte en la fuente de energía de acuerdo con el esquema:
... El cálculo muestra que la estrella gastará las reservas de helio en unos 10 millones de años. Si su masa es lo suficientemente grande, el núcleo continúa encogiéndose y a temperaturas superiores a 500 millones de grados, las reacciones de síntesis de núcleos atómicos más complejos se vuelven posibles según el esquema: 
A temperaturas más altas, tales reacciones se encuentran con:
etc. hasta la formación de núcleos de hierro. Estas son reacciones exotérmico, debido a su curso, se libera energía.
Como sabemos, la energía que emite una estrella al espacio circundante se libera en su interior y se filtra gradualmente hacia la superficie de la estrella. Esta transferencia de energía a través del espesor de la sustancia de la estrella se puede realizar mediante dos mecanismos: transferencia radiante o convección.
En el primer caso, estamos hablando de absorción múltiple y reemisión de cuantos. De hecho, con cada uno de estos actos, los cuantos se fragmentan, por lo tanto, en lugar de los γ-cuantos duros que surgen durante la fusión termonuclear en el interior de una estrella, millones de cuantos de baja energía alcanzan su superficie. En este caso, se cumple la ley de conservación de la energía.
En la teoría de la transferencia de energía, se introduce el concepto de la longitud del camino libre de un cuanto de cierta frecuencia υ. Es fácil descubrir que en las condiciones de las atmósferas estelares, el camino libre de un cuanto no supera los pocos centímetros. Y el tiempo que tardan los cuantos de energía en filtrarse desde el centro de una estrella a su superficie se mide en millones de años.Sin embargo, en el interior de las estrellas, pueden desarrollarse condiciones bajo las cuales se viola ese equilibrio radiante. El agua se comporta de manera similar en un recipiente que se calienta desde abajo. Durante un tiempo, el líquido se encuentra aquí en un estado de equilibrio, ya que la molécula, habiendo recibido el exceso de energía directamente del fondo del recipiente, logra transferir parte de la energía por colisiones a otras moléculas superiores. Esto establece un cierto gradiente de temperatura en el recipiente desde su fondo hasta el borde superior. Sin embargo, con el tiempo, la velocidad a la que las moléculas pueden transferir energía hacia arriba a través de colisiones se vuelve menor que la velocidad de transferencia de calor desde abajo. La ebullición se pone en marcha: transferencia de calor por movimiento directo de la materia.
Al contemplar el cielo nocturno despejado lejos de las luces de la ciudad, es fácil ver que el universo está lleno de estrellas. ¿Cómo se las arregló la naturaleza para crear una miríada de estos objetos? De hecho, se estima que hay alrededor de 100 mil millones de estrellas solo en la Vía Láctea. Además, las estrellas todavía están naciendo hoy, 10-20 mil millones de años después de la formación del Universo. ¿Cómo se forman las estrellas? ¿Qué cambios sufre una estrella antes de alcanzar un estado estable, como el de nuestro Sol?
Físicamente hablando, una estrella es una bola de gas.
Desde el punto de vista de la física, es una bola de gas. El calor y la presión generados en las reacciones nucleares, principalmente en la fusión del helio del hidrógeno, evitan que la estrella colapse por su propia gravedad. La vida de este objeto relativamente simple sigue un escenario bien definido. Primero, una estrella nace de una nube difusa de gas interestelar, luego hay un largo fin del mundo. Pero al final, cuando todo el combustible nuclear se agote, se convertirá en una débil enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro.
Esta descripción puede dar la impresión de que un análisis detallado de la formación y las primeras etapas de la evolución estelar no debería causar dificultades significativas. Pero la interacción de la gravedad y la presión térmica hace que las estrellas se comporten de manera impredecible.
Considere, por ejemplo, la evolución de la luminosidad, es decir, el cambio en la cantidad de energía emitida por la superficie estelar por unidad de tiempo. La temperatura interna de una estrella joven es demasiado baja para que los átomos de hidrógeno se fusionen, por lo que su luminosidad debería ser relativamente baja. Puede aumentar cuando comienzan las reacciones nucleares, y solo entonces puede caer gradualmente. De hecho, una estrella muy joven es extremadamente brillante. Su luminosidad disminuye con la edad, alcanzando un mínimo temporal durante la combustión del hidrógeno.
En las primeras etapas de la evolución, ocurren una variedad de procesos físicos en las estrellas.
En las primeras etapas de la evolución, tienen lugar una variedad de procesos físicos en las estrellas, algunos de los cuales aún no se conocen bien. Es solo en las últimas dos décadas que los astrónomos han comenzado a construir una imagen detallada de la evolución estelar basada en los avances en la teoría y la observación.
Las estrellas nacen de nubes grandes e invisibles ubicadas en los discos de galaxias espirales. Los astrónomos llaman a estos objetos complejos moleculares gigantes. El término "molecular" refleja el hecho de que el gas de los complejos está compuesto principalmente de hidrógeno en forma molecular. Estas nubes son las formaciones más grandes de la Galaxia, a veces alcanzan más de 300 sv. años de ancho.
Una mirada más cercana a la evolución de una estrella
Un análisis más detallado revela que las estrellas se forman a partir de condensaciones discretas (zonas compactas) en una nube molecular gigante. Los astrónomos han investigado las propiedades de las zonas compactas utilizando grandes radiotelescopios, los únicos instrumentos capaces de detectar milimoides débiles. De las observaciones de esta radiación, se deduce que una zona compacta típica tiene un diámetro de varios meses luz, una densidad de 30 000 moléculas de hidrógeno por cm ^ y una temperatura de 10 Kelvin.
Con base en estos valores, se concluyó que la presión del gas en las zonas compactas es tal que puede resistir la compresión bajo la acción de las fuerzas de la propia gravedad.
Por lo tanto, para que se forme una estrella, la zona compacta debe comprimirse desde un estado inestable, y de manera que las fuerzas de gravedad excedan la presión interna del gas.
Todavía no está claro cómo las zonas compactas se condensan a partir de la nube molecular inicial y adquieren un estado tan inestable. Sin embargo, incluso antes del descubrimiento de zonas compactas, los astrofísicos tuvieron la oportunidad de simular el proceso de formación de estrellas. Ya en la década de 1960, los teóricos utilizaron simulaciones por computadora para determinar cómo colapsan las nubes inestables.
Aunque para los cálculos teóricos se utilizó un amplio rango de condiciones iniciales, los resultados obtenidos coincidieron: para una nube demasiado inestable, primero se comprime la parte interior, es decir, el material del centro se somete primero a caída libre, mientras que el las regiones periféricas permanecen estables. Gradualmente, el área de compresión se extiende hacia afuera, abarcando toda la nube.
En lo profundo de las entrañas de la región que se encoge, comienza la evolución de las estrellas.
En lo profundo de las entrañas de la región que se encoge, comienza la formación de estrellas. El diámetro de la estrella es sólo un segundo luz, es decir, una millonésima parte del diámetro de la zona compacta. Para tamaños tan relativamente pequeños, la imagen general de la compresión de la nube no es esencial, y el papel principal aquí lo juega la velocidad de caída de la materia en la estrella. 
La tasa de caída de materia puede ser diferente, pero depende directamente de la temperatura de la nube. Cuanto mayor sea la temperatura, mayor será la velocidad. Los cálculos muestran que una masa igual a la masa del Sol puede acumularse en el centro de una zona compacta que se contrae en un tiempo de 100 mil a 1 millón de años Un cuerpo formado en el centro de una nube que colapsa se llama protoestrella. Usando simulaciones por computadora, los astrónomos han desarrollado un modelo que describe la estructura de una protoestrella.
Resultó que el gas que cae golpea la superficie de la protoestrella a una velocidad muy alta. Por lo tanto, se forma un poderoso frente de choque (una transición abrupta a una presión muy alta). Dentro del frente de choque, el gas se calienta hasta casi 1 millón de Kelvin, luego, cuando se emite cerca de la superficie, se enfría rápidamente a unos 10.000 K, formando una capa por capa de una protoestrella.
La presencia de un frente de choque explica el alto brillo de las estrellas jóvenes
La presencia de un frente de choque explica el alto brillo de las estrellas jóvenes. Si la masa de la estrella protosa es igual a una masa solar, entonces su luminosidad puede exceder la solar diez veces. Pero no es causado por reacciones de fusión termonuclear, como en las estrellas ordinarias, sino por la energía cinética de la materia adquirida en el campo gravitacional.
Se pueden observar protoestrellas, pero no con telescopios ópticos convencionales.
Todo el gas interestelar, incluido el del que se forman las estrellas, contiene "polvo", una mezcla de partículas sólidas de tamaños submicrónicos. La radiación del frente de choque encuentra en su camino una gran cantidad de estas partículas, cayendo junto con el gas sobre la superficie de la protoestrella.
Las partículas de polvo frío absorben los fotones emitidos por el frente de choque y los reemiten en longitudes de onda más largas. Esta radiación de longitud de onda larga es a su vez absorbida y luego reemitida por un polvo aún más distante. Por lo tanto, mientras el fotón se abre paso a través de las nubes de polvo y gas, su longitud de onda está en el rango infrarrojo del espectro electromagnético. Pero ya a una distancia de varias horas luz de la protoestrella, la longitud de onda del fotón se vuelve demasiado larga, por lo que el polvo no puede absorberlo, y finalmente puede precipitarse sin obstáculos hacia los telescopios terrestres sensibles a la radiación infrarroja.
A pesar de las amplias capacidades de los detectores modernos, los astrónomos no pueden afirmar que los telescopios registran realmente la radiación de las protoestrellas. Aparentemente, están profundamente escondidos en las profundidades de las zonas compactas registradas en el rango de radio. La incertidumbre en el registro se debe al hecho de que los detectores no pueden distinguir una protoestrella de las estrellas más viejas intercaladas con gas y polvo.
Para una identificación confiable, un radiotelescopio o infrarrojo debe detectar el desplazamiento Doppler de las líneas de emisión espectral de la protoestrella. El desplazamiento Doppler mostraría el verdadero movimiento del gas que cae sobre su superficie.
Tan pronto como, como resultado de la caída de la materia, la masa de la protoestrella alcanza varias décimas de la masa del Sol, la temperatura en el centro se vuelve suficiente para el inicio de las reacciones de fusión termonuclear. Sin embargo, las reacciones termonucleares en las protoestrellas son fundamentalmente diferentes de las reacciones en las estrellas de mediana edad. La fuente de energía de tales estrellas es la reacción de fusión termonuclear de helio a partir de hidrógeno.
El hidrógeno es el elemento químico más abundante del universo.
El hidrógeno es el elemento químico más abundante del universo. En el nacimiento del Universo (Big Bang), este elemento se formó en la forma habitual con un núcleo que consta de un protón. Pero dos de cada 100.000 núcleos son núcleos de deuterio, compuestos por un protón y un neutrón. Este isótopo de hidrógeno está presente en la era moderna en el gas interestelar, desde el cual ingresa a las estrellas.
Es de destacar que esta escasa mezcla juega un papel dominante en la vida de las protoestrellas. La temperatura en sus intestinos es insuficiente para las reacciones del hidrógeno ordinario, que ocurren a 10 millones de Kelvin. Pero como resultado de la contracción gravitacional, la temperatura en el centro de la protoestrella puede llegar fácilmente a 1 millón de Kelvin, cuando comienza la fusión de los núcleos de deuterio, en el que también se libera una energía colosal.
La opacidad de la materia protoestelar es demasiado alta.
La opacidad de la materia protoestelar es demasiado grande para que esta energía se transmita por transferencia radiante. Por lo tanto, la estrella se vuelve inestable por convección: las burbujas de gas calentadas por "fuego nuclear" flotan hacia la superficie. Estas corrientes ascendentes se equilibran con el gas frío que fluye hacia el centro. Movimientos convectivos similares, pero a una escala mucho menor, tienen lugar en una habitación con calefacción de vapor. En una protoestrella, los vórtices convectivos transportan deuterio desde la superficie hasta su interior. Así, el combustible necesario para las reacciones termonucleares llega al núcleo de la estrella.
A pesar de la muy baja concentración de núcleos de deuterio, el calor liberado durante su fusión tiene un fuerte efecto sobre la protoestrella. La principal consecuencia de las reacciones de combustión del deuterio es el "hinchamiento" de la protoestrella. Debido a la eficiente transferencia de calor por convección como resultado de la "quema" del deuterio, la protoestrella aumenta de tamaño, que depende de su masa. Una protoestrella de una masa solar tiene un radio igual a cinco solares. Con una masa igual a tres solares, la protoestrella se hincha a un radio igual a 10 solares. 
La masa de una zona compacta típica es mayor que la masa de su estrella generada. Por tanto, debe existir algún mecanismo que elimine el exceso de masa y detenga la caída de materia. La mayoría de los astrónomos están convencidos de que el fuerte viento estelar que sopla desde la superficie de la protoestrella es el responsable de esto. El viento estelar expulsa el gas que cae en la dirección opuesta y finalmente dispersa la zona compacta.
Idea de viento estelar
La "idea del viento estelar" no se deriva de cálculos teóricos. Y a los teóricos sorprendidos se les proporcionó evidencia de este fenómeno: observaciones de corrientes de gas molecular que se mueven desde fuentes de radiación infrarroja. Estas corrientes están asociadas con el viento protoestelar. Sus orígenes son uno de los secretos más profundos de las estrellas jóvenes.
Cuando la zona compacta se disipa, queda expuesto un objeto que se puede observar en el rango óptico: una estrella joven. Como una protoestrella, tiene una alta luminosidad, más determinada por la gravedad que por la fusión termonuclear. La presión en el interior de la estrella evita un colapso gravitacional catastrófico. Sin embargo, el calor responsable de esta presión se irradia desde la superficie estelar, por lo que la estrella brilla con mucha intensidad y se contrae lentamente.
A medida que se contrae, su temperatura interna aumenta gradualmente y finalmente alcanza los 10 millones de Kelvin. Entonces comienzan las reacciones de fusión de núcleos de hidrógeno con la formación de helio. El calor liberado crea una presión que evita la compresión, y la estrella brillará durante mucho tiempo hasta que se quede sin combustible nuclear en su interior.
Nuestro Sol, una estrella típica, tardó unos 30 millones de años en contraerse desde los tamaños protoestelares hasta los modernos. Debido al calor liberado durante las reacciones termonucleares, conserva estas dimensiones durante aproximadamente 5 mil millones de años.
Así nacen las estrellas. Pero a pesar de los éxitos tan obvios de los científicos, que nos permitieron aprender uno de los muchos misterios del universo, muchas más propiedades conocidas de las estrellas jóvenes aún no se comprenden completamente. Esto se refiere a su variabilidad irregular, viento estelar colosal, llamaradas brillantes inesperadas. Aún no hay respuestas seguras a estas preguntas. Pero estos problemas no resueltos deben verse como roturas en la cadena, cuyos eslabones principales ya están soldados. Y podremos cerrar esta cadena y completar la biografía de las estrellas jóvenes si encontramos la clave creada por la propia naturaleza. Y esta llave parpadea en el cielo despejado sobre nosotros.
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La evolución de las estrellas es el cambio a lo largo del tiempo en 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 de la evolución estelar de acuerdo satisfactoriamente 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 fue determinada por condiciones cosmológicas (aproximadamente 70% de hidrógeno, 30% de helio, una mezcla insignificante de deuterio y litio). En el curso de la evolución de las estrellas de la primera generación, se formaron elementos pesados, que fueron expulsados al espacio interestelar como resultado de la salida de materia de las estrellas o durante las explosiones de estrellas. 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 apoyada por sus propias fuentes de energía. El proceso de formación de estrellas continúa continuamente y continúa en la actualidad.
Para explicar la estructura del megamundo, lo más importante es la interacción gravitacional. En las nebulosas de gas y polvo, bajo la acción de las fuerzas gravitacionales, se forman inhomogeneidades inestables, por lo que la materia difusa se descompone en una serie de condensaciones. Si tales grupos persisten lo suficiente, con el tiempo se convertirán en estrellas. Es importante señalar que el proceso de nacimiento no es de una estrella individual, sino de asociaciones estelares. Los cuerpos de gas resultantes se atraen entre sí, pero no necesariamente se combinan en un cuerpo enorme. Por regla general, comienzan a girar entre sí, y las fuerzas centrífugas de este movimiento se oponen a las fuerzas de atracción, lo que lleva a una mayor concentración.
Las estrellas jóvenes son aquellas que aún se encuentran en la etapa inicial de contracción gravitacional. La temperatura en el centro de tales estrellas sigue siendo insuficiente para que se produzcan reacciones termonucleares. El resplandor de las estrellas se produce solo debido a la conversión de energía gravitacional en calor. La compresión gravitacional es la primera etapa en la evolución de las estrellas. Conduce al calentamiento de la zona central de la estrella a la temperatura de inicio de una reacción termonuclear (10-15 millones de K): la transformación del hidrógeno en helio.
La enorme energía emitida por las estrellas es generada por procesos nucleares que tienen lugar dentro de las estrellas. La energía generada dentro de la estrella le permite emitir luz y calor durante millones y miles de millones de años. Por primera vez, el astrofísico inglés A.S. Eddington propuso por primera vez la suposición de que la fuente de energía de las estrellas son reacciones termonucleares de fusión de helio a partir de hidrógeno. En el interior de las estrellas, son posibles dos tipos de reacciones termonucleares que involucran al hidrógeno, llamadas ciclos de hidrógeno (protón-protón) y carbono (carbono-nitrógeno). En el primer caso, solo se requiere hidrógeno para que prosiga la reacción; en el segundo, también se requiere la presencia de carbono 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 durante la transformación de cuatro protones en un núcleo de helio nacen dos neutrinos, se generan 1.8 ∙ 10 38 neutrinos en el interior del Sol cada segundo. El neutrino interactúa débilmente con la materia y tiene una gran capacidad de penetración. Habiendo atravesado un enorme espesor de materia solar, los neutrinos retienen toda la información que recibieron en reacciones termonucleares en el interior del Sol. La densidad de flujo de los neutrinos solares que caen sobre la superficie de la Tierra es de 6,6 x 10 10 neutrinos por 1 cm 2 en 1 s. La medición del flujo de neutrinos que caen sobre la Tierra permite juzgar los procesos que tienen lugar dentro del Sol.
Por tanto, 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, se produce 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 establecido: la presión de la radiación hacia el exterior se equilibra con la presión de la gravedad. La mayor contracción de la estrella cesa siempre que se produzca una cantidad suficiente de 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. La estrella tiene suficientes reservas de hidrógeno para miles de millones de años. Esto explica por qué las estrellas se mantienen estables durante tanto tiempo. Hasta que se queme todo el hidrógeno de la zona central, las propiedades de la estrella cambian poco.
El campo de quemado de hidrógeno en la zona central de la estrella forma un núcleo de gel. Las reacciones de hidrógeno continúan avanzando, pero solo en una capa delgada cerca de la superficie del núcleo. Las reacciones nucleares se mueven 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 tamaños colosales, la temperatura externa se vuelve baja. La estrella entra en el escenario de gigante roja. A partir de este momento, la vida de la estrella comienza a decaer. Las gigantes rojas se distinguen por bajas temperaturas y tamaños enormes (de 10 a 1000 R c). La densidad media de la sustancia en ellos ni siquiera alcanza los 0,001 g / cm 3. Su luminosidad es cientos de veces mayor que la 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 llenará la órbita de Mercurio. Es cierto que el Sol se convertirá en una gigante roja en 8 mil millones de años.
La gigante roja se caracteriza por una temperatura externa baja, pero una temperatura interna muy alta. Con su aumento, se incluyen cada vez más núcleos pesados en las reacciones termonucleares. A una temperatura de 150 millones de K, comienzan las reacciones de 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 la estrella, son posibles las siguientes reacciones:
Cabe señalar que la síntesis del siguiente núcleo más pesado requiere energías cada vez más altas. Para cuando se forma el magnesio, todo el helio del núcleo de la estrella se agota y, para que sean posibles más reacciones nucleares, es necesaria una nueva contracción 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 las estrellas cuya masa excede el límite de Chandrasekhar, debido a la compresión 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 las estrellas explotan.
Como resultado de un aumento de presión, pulsaciones y otros procesos, la gigante roja pierde materia constantemente, que es lanzada al espacio interestelar en forma de viento estelar. Cuando las fuentes de energía termonuclear internas se agotan por completo, el futuro destino de la estrella depende de su masa.
Con una masa inferior a 1,4 veces la masa del Sol, la estrella pasa a un estado estacionario con una densidad muy alta (cientos de toneladas por 1 cm 3). Estas estrellas se llaman enanas blancas. En el proceso de transformar a la gigante roja en una enana blanca, la llegada puede desprenderse de sus capas externas, como una cáscara ligera, 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 electrónicas 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 degenerados. 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 una estrella (factor de expansión). Las enanas blancas pueden existir durante miles de millones de años.
Las reservas térmicas de la estrella se están agotando gradualmente, la estrella se está enfriando lentamente, lo que se acompaña de eyecciones de la envoltura de las estrellas hacia el espacio interestelar. La estrella cambia gradualmente su color de blanco a amarillo, luego a rojo, finalmente, deja de emitir, se convierte en un pequeño objeto sin vida, una estrella fría muerta, cuyas dimensiones son menores que las dimensiones de la Tierra, y la masa es comparable. a la masa del sol. La densidad de una estrella así es miles de millones de veces la del agua. Estas estrellas se llaman enanas negras. Así es como la mayoría de las estrellas terminan su existencia.
Cuando la masa de la estrella es superior a 1,4 masas solares, el estado estacionario de la estrella sin fuentes de energía internas se vuelve imposible, porque la presión dentro de la estrella no puede equilibrar la fuerza de la gravedad. Comienza el colapso gravitacional: la compresión de la materia hacia el centro de la estrella bajo la influencia de las fuerzas gravitacionales.
Si la repulsión de partículas y otras razones 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. Una explosión de supernova es una de las etapas intermedias en la evolución de las estrellas antes de convertirlas en enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros. La explosión libera una 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 unos pocos días. La luminosidad de una supernova puede exceder la luminosidad de toda la galaxia en la que estalló.
La nebulosa de gas formada durante la explosión de una supernova consiste en parte de las capas superiores de la estrella expulsada por la explosión, y en parte de materia interestelar, compactada y calentada por los productos de dispersión de la explosión. La nebulosa de gas más famosa es la Nebulosa del Cangrejo en la constelación de Tauro, un remanente de supernova de 1054. Los remanentes de supernova jóvenes se expanden a velocidades de 10-20 mil km / s. La colisión de la envoltura en expansión con el gas interestelar estacionario genera una onda de choque en la que el gas se calienta a millones de Kelvin y se convierte en una fuente de rayos X. La propagación de una onda de choque en un gas conduce a la aparición de partículas de carga rápida (rayos cósmicos), que, moviéndose en un campo magnético interestelar comprimido y amplificado 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 excedió el brillo de toda la Galaxia y fue 4 mil millones de veces más intenso que el brillo del Sol.
Para 1980, se descubrieron más de 500 explosiones de supernovas, pero no se observó ninguna en nuestra Galaxia. Los astrofísicos han calculado que en nuestra galaxia, las supernovas explotan con un período de 10 millones de años en las inmediaciones del Sol. En promedio, se produce una explosión de supernova en la Metagalaxia cada 30 años.
En este caso, las dosis de radiación cósmica en la Tierra pueden exceder el nivel normal en 7000 veces. Esto conducirá a las mutaciones más graves en los organismos vivos de nuestro planeta. Algunos científicos explican la muerte repentina de los dinosaurios de esta manera.
Parte de la masa de una supernova explotada puede permanecer en forma de cuerpo superdenso: una estrella de neutrones o un agujero negro. La masa de las estrellas de neutrones es (1,4 - 3) M s, y su diámetro es de unos 10 km. La densidad de una estrella de neutrones es muy alta, más alta que la densidad de los núcleos atómicos ─ 10 15 g / cm 3. Con el aumento de la compresión y la presión, la reacción de absorción de electrones por protones se vuelve posible. 
Como resultado, toda la materia de la estrella estará formada por neutrones. La neutronización de una estrella va acompañada de una poderosa explosión de radiación de neutrinos. En una supernova SN1987A, la duración de un estallido de neutrinos fue de 10 s, y la energía llevada por todos los neutrinos alcanzó 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 luminosidad se debilita. Pero emiten intensamente ondas de radio en un cono estrecho en la dirección del eje magnético. Para las estrellas cuyo eje magnético no coincide con el eje de rotación, la emisión de radio en forma de pulsos repetitivos es característica. Por lo tanto, las estrellas de neutrones se llaman púlsares. Los primeros púlsares fueron descubiertos en 1967. La frecuencia de 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 en la Nebulosa del Cangrejo tiene un período de emisión de pulsos 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 entra en un sistema binario de estrellas poco 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 momento supera el límite de Chandrasekhar. La enana blanca se convierte en una estrella de neutrones.
Si la masa final de la enana blanca excede las 3 masas solares, entonces el estado de neutrones degenerado es inestable y la contracción gravitacional 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 de la ley de la gravitación universal por I. Newton en 1687. En 1783 J. Mitchell sugirió que las estrellas oscuras deben existir en la naturaleza, cuyo campo gravitacional es tan fuerte que la luz no puede escapar de ellas. En 1798 P. Laplace expresó la misma idea. 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 gravitacional es tan fuerte que la segunda velocidad cósmica de los cuerpos en esta región debe exceder la velocidad de la luz, es decir. nada puede salir volando 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, G es la constante de gravedad. El radio gravitacional de la Tierra es de 9 mm, el Sol es de 3 km. El límite del área más allá del cual la luz no se apaga se llama horizonte de eventos de un agujero negro. Los agujeros negros giratorios tienen un radio de horizonte de eventos menor que el radio gravitacional. De particular interés es la posibilidad de que un agujero negro capture cuerpos que llegan desde el infinito.
La teoría asume la existencia de agujeros negros con una masa de 3-50 masas solares, formados en las últimas etapas de 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 primarios (relictos) 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 a la acción del mecanismo de evaporación cuántica de los agujeros negros propuesto por S.W. Hawking.
Los astrónomos detectan los 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 10M s. Los agujeros negros se encuentran a menudo en binarios de rayos X. Ya se han descubierto docenas de agujeros negros de masa estelar en tales sistemas (m ppm = 4-15 M s). Sobre la base de los efectos de las lentes gravitacionales, se han descubierto varios agujeros negros únicos de masa estelar (m ppm = 6-8 M s). En el caso de una estrella binaria cercana, se observa el fenómeno de acreción: el desbordamiento de plasma de la superficie de una estrella ordinaria bajo la acción de fuerzas gravitacionales sobre un agujero negro. La materia que fluye hacia un agujero negro tiene un momento angular. Por 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, es posible determinar la presencia de un agujero negro en un lugar determinado.
De particular interés son los agujeros negros supermasivos en los núcleos galácticos. A partir del estudio de la imagen de rayos X del centro de nuestra Galaxia, obtenida con la ayuda del satélite CHANDRA, se estableció la presencia de un agujero negro supermasivo, cuya masa es 4 millones de veces la masa del Sol. 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 inimaginables, tuvo que formarse un agujero negro durante muchos miles de millones de años, atrayendo y absorbiendo materia continuamente. Los científicos estiman su edad en 12,7 mil millones de años, es decir, comenzó a formarse aproximadamente 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 ppm = (10 6 - 10 9) M s).
La cuestión del origen de los elementos químicos está estrechamente relacionada con la evolución de las estrellas. Si el hidrógeno y el helio son elementos que permanecen desde las primeras etapas de la evolución del Universo en expansión, entonces los elementos químicos más pesados podrían haberse formado solo en el interior de las estrellas durante las reacciones termonucleares. Se pueden formar hasta 30 elementos químicos (incluido el hierro) dentro de las estrellas durante las reacciones termonucleares.
Según su estado físico, las estrellas se pueden dividir en normales y degeneradas. Los primeros consisten principalmente en materia de baja densidad; las reacciones de fusión termonuclear tienen lugar en sus profundidades. Las estrellas degeneradas incluyen enanas blancas y estrellas de neutrones; representan la etapa final de la evolución estelar. Las reacciones de fusión en ellos han terminado y el equilibrio se mantiene gracias a los efectos de la mecánica cuántica de los fermiones degenerados: electrones en las enanas blancas y neutrones en las estrellas de neutrones. Las enanas blancas, las estrellas de neutrones y los agujeros negros se denominan colectivamente "restos compactos".
Al final de la evolución, dependiendo de su masa, la estrella explota o desprende materia con más calma, ya enriquecida en elementos químicos pesados. En este caso, se forman los elementos restantes del sistema periódico. Las estrellas de las próximas generaciones se forman a partir del medio interestelar enriquecido con elementos pesados. Por ejemplo, el Sol es una estrella de segunda generación, formada a partir de materia que ya estuvo una vez en las entrañas de las estrellas y está enriquecida en elementos pesados. Por lo tanto, la edad de las estrellas se puede juzgar por su composición química, determinada por análisis espectral.