El estudio de la evolución estelar es imposible mediante la observación de una sola estrella: muchos cambios en las estrellas ocurren con demasiada lentitud como para notarse incluso después de muchos siglos. Por lo tanto, los científicos estudian muchas estrellas, cada una de las cuales se encuentra en una determinada etapa de su ciclo de vida. En las últimas décadas, el modelado de la estructura de las estrellas utilizando tecnología informática se ha generalizado en la astrofísica.

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Fusión termonuclear en el interior de las estrellas

jóvenes estrellas

El proceso de formación de estrellas se puede describir de una sola manera, pero las etapas posteriores de la evolución de una estrella dependen casi por completo de su masa, y solo al final de la evolución de la estrella su composición química puede desempeñar un papel.

Estrellas jóvenes de baja masa

Estrellas jóvenes de baja masa (hasta tres masas solares) [ ] , que están en camino a la secuencia principal , son completamente convectivas, - el proceso de convección cubre todo el cuerpo de la estrella. Estas siguen siendo, de hecho, protoestrellas, en cuyos centros apenas comienzan las reacciones nucleares, y toda la radiación se produce principalmente debido a la compresión gravitacional. Hasta que se establezca el equilibrio hidrostático, la luminosidad de la estrella disminuye a una temperatura efectiva constante. En el diagrama de Hertzsprung-Russell, tales estrellas forman una pista casi vertical, llamada pista de Hayashi. A medida que la contracción disminuye, la joven estrella se acerca a la secuencia principal. Los objetos de este tipo están asociados con estrellas del tipo T Tauro.

En este momento, en estrellas con una masa superior a 0,8 masas solares, el núcleo se vuelve transparente a la radiación y la transferencia de energía radiativa en el núcleo se vuelve predominante, ya que la convección se ve cada vez más obstaculizada por la creciente compactación de la materia estelar. En las capas exteriores del cuerpo estelar prevalece la transferencia de energía por convección.

No se sabe con certeza qué características tienen las estrellas de menor masa en el momento en que llegan a la secuencia principal, ya que el tiempo que estas estrellas pasan en la categoría joven supera la edad del Universo [ ] . Todas las ideas sobre la evolución de estas estrellas se basan únicamente en cálculos numéricos y modelos matemáticos.

A medida que la estrella se contrae, la presión del gas de electrones degenerados comienza a aumentar, y cuando se alcanza cierto radio de la estrella, la compresión se detiene, lo que detiene el aumento adicional de temperatura en el núcleo de la estrella causado por la compresión, y luego a su disminución. Para estrellas de menos de 0,0767 masas solares, esto no sucede: la energía liberada durante las reacciones nucleares nunca será suficiente para equilibrar la presión interna y la contracción gravitacional. Estas "estrellas inferiores" irradian más energía de la que se produce en el proceso de las reacciones termonucleares, y pertenecen a las llamadas enanas marrones. Su destino es la contracción constante hasta que la presión del gas degenerado lo detiene, y luego el enfriamiento gradual con el cese de todas las reacciones de fusión que han comenzado.

Estrellas jóvenes de masa intermedia

Estrellas jóvenes de masa intermedia (de 2 a 8 masas solares) [ ] evolucionan cualitativamente exactamente de la misma manera que sus hermanos y hermanas menores, con la excepción de que no tienen zonas convectivas hasta la secuencia principal.

Los objetos de este tipo están asociados con los llamados. Las estrellas Ae\Be Herbig son variables irregulares de tipo espectral B-F0. También tienen discos y jets bipolares. La tasa de salida de materia de la superficie, la luminosidad y la temperatura efectiva son significativamente más altas que para T Tauri, por lo que calientan y dispersan efectivamente los restos de la nube protoestelar.

Estrellas jóvenes con una masa superior a 8 masas solares

Las estrellas con tales masas ya tienen las características de las estrellas normales, porque han pasado por todas las etapas intermedias y fueron capaces de alcanzar tal tasa de reacciones nucleares que compensaron la pérdida de energía por radiación mientras se acumulaba masa para lograr el equilibrio hidrostático de el núcleo. En estas estrellas, la salida de masa y luminosidad es tan grande que no solo detienen el colapso gravitacional de las regiones exteriores de la nube molecular que aún no forman parte de la estrella, sino que, por el contrario, las dispersan. 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 de estrellas con una masa superior a unas 300 masas solares en nuestra galaxia.

ciclo medio de vida de una estrella

Las estrellas vienen en una amplia variedad de colores y tamaños. Varían en tipo espectral desde azules cálidos hasta rojos fríos, y en masa desde 0,0767 hasta unas 300 masas solares, según estimaciones recientes. La luminosidad y el color de una estrella dependen de la temperatura de su superficie, la cual, a su vez, está determinada por su masa. Todas las estrellas nuevas "toman su lugar" en la secuencia principal de acuerdo con su composición química y masa. Esto, por supuesto, no se trata del movimiento físico de la estrella, solo de su posición en el diagrama indicado, que depende de los parámetros de la estrella. De hecho, el movimiento de una estrella a lo largo del diagrama corresponde solo a un cambio en los parámetros de la estrella.

La "combustión" termonuclear de la materia reanudada a un nuevo nivel provoca una monstruosa expansión de la estrella. La estrella se "hincha", se vuelve muy "suelta", y su tamaño aumenta unas 100 veces. Así que la estrella se convierte en una gigante roja y la fase de combustión de helio dura unos varios millones de años. Casi todas las gigantes rojas son estrellas variables.

Etapas finales de la evolución estelar

Viejas estrellas con poca masa

En la actualidad, no se sabe con certeza qué ocurre con las estrellas luminosas tras el agotamiento del suministro de hidrógeno en su interior. Dado que el universo tiene 13.700 millones de años, lo que no es suficiente para agotar el suministro de combustible de hidrógeno en tales estrellas, las teorías actuales se basan en simulaciones por computadora de los procesos que ocurren en tales estrellas.

Algunas estrellas pueden sintetizar helio solo en algunas zonas activas, lo que provoca su inestabilidad y fuertes vientos estelares. En este caso, no se produce la formación de una nebulosa planetaria, y la estrella solo se evapora, haciéndose incluso más pequeña que una enana marrón [ ] .

Una estrella con una masa de menos de 0,5 masa solar no es capaz de convertir helio incluso después de que cesen las reacciones que involucran hidrógeno en su núcleo; la masa de tal estrella es demasiado pequeña para proporcionar una nueva fase de compresión gravitacional en un grado suficiente para " encendido" helio. Estas estrellas incluyen enanas rojas, como Próxima Centauri, cuya secuencia principal de vida oscila entre decenas de miles de millones y decenas de billones de años. Después de la terminación de las reacciones termonucleares en sus núcleos, al enfriarse gradualmente, continuarán irradiando débilmente en los rangos infrarrojo y de microondas del espectro electromagnético.

estrellas de tamaño mediano

Al llegar una estrella de tamaño mediano (de 0,4 a 3,4 masas solares) [ ] de la fase gigante roja, el hidrógeno termina en su núcleo y comienzan las reacciones de síntesis de carbono a partir de helio. Este proceso ocurre a temperaturas más altas y, por lo tanto, aumenta el flujo de energía desde el núcleo y, como resultado, las capas externas de la estrella comienzan a expandirse. El comienzo de la síntesis de carbono marca una nueva etapa en la vida de una estrella y continúa durante algún tiempo. Para una estrella cercana al tamaño del Sol, este proceso puede llevar alrededor de mil millones de años.

Los cambios en la cantidad de energía radiada hacen que la estrella pase por períodos de inestabilidad, incluidos cambios en el tamaño, la temperatura de la superficie y la liberación de energía. La liberación de energía se desplaza hacia la radiación de baja frecuencia. Todo esto va acompañado de una creciente pérdida de masa debido a fuertes vientos estelares e intensas pulsaciones. Las estrellas en esta fase se denominan "estrellas de tipo tardío" (también "estrellas retiradas"), estrellas OH-IR o estrellas tipo Mira, dependiendo de sus características exactas. El gas expulsado es relativamente rico en elementos pesados ​​producidos en el interior de la estrella, como el oxígeno y el carbono. El gas forma una capa en expansión y se enfría a medida que se aleja de la estrella, lo que permite la formación de partículas y moléculas de polvo. Con una fuerte radiación infrarroja de la estrella fuente, se forman las condiciones ideales en tales capas para la activación de másers cósmicos.

Las reacciones de fusión de helio son muy sensibles a la temperatura. A veces esto conduce a una gran inestabilidad. Surgen las pulsaciones más fuertes, que como resultado dan a las capas exteriores suficiente aceleración para ser expulsadas y convertirse en una nebulosa planetaria. En el centro de tal nebulosa, permanece el núcleo desnudo de la estrella, en el que cesan las reacciones termonucleares y, a medida que se enfría, se convierte en una enana blanca de helio, por regla general, con una masa de hasta 0,5-0,6 solar. masas y un diámetro del orden del diámetro de la Tierra.

La gran mayoría de las estrellas, incluido el Sol, completan su evolución contrayéndose hasta que la presión de los electrones degenerados equilibra la gravedad. En este estado, cuando el tamaño de la estrella se reduce en un factor de cien y la densidad se vuelve un millón de veces mayor que la del agua, la estrella se denomina enana blanca. Se le priva de fuentes de energía y, al enfriarse gradualmente, se convierte en una enana negra invisible.

En estrellas más masivas que el Sol, la presión de los electrones degenerados no puede detener una mayor compresión del núcleo, y los electrones comienzan a "presionar" en los núcleos atómicos, lo que convierte a los protones en neutrones, entre los cuales no hay fuerza de repulsión electrostática. Tal neutronización de la materia conduce al hecho de que el tamaño de la estrella, que ahora, de hecho, es un enorme núcleo atómico, se mide en varios kilómetros, y la densidad es 100 millones de veces mayor que la densidad del agua. Tal objeto se llama estrella de neutrones; su equilibrio se mantiene por la presión de la materia neutrónica degenerada.

estrellas supermasivas

Después de que una estrella con una masa superior a cinco masas solares entra en la etapa de una supergigante roja, su núcleo comienza a encogerse bajo la influencia de las fuerzas gravitatorias. A medida que aumenta la compresión, aumentan la temperatura y la densidad, y comienza una nueva secuencia de reacciones termonucleares. En tales reacciones, se sintetizan elementos cada vez más pesados: helio, carbono, oxígeno, silicio y hierro, lo que frena temporalmente el colapso del núcleo.

Como resultado, a medida que se forman más y más elementos pesados ​​de la tabla periódica, el hierro-56 se sintetiza a partir del silicio. En esta etapa, se vuelve imposible una mayor fusión termonuclear exotérmica, ya que el núcleo de hierro-56 tiene un defecto de masa máxima y es imposible la formación de núcleos más pesados ​​con liberación de energía. Por lo tanto, cuando el núcleo de hierro de una estrella alcanza cierto tamaño, la presión en él ya no puede soportar el peso de las capas superiores de la estrella y se produce un colapso inmediato del núcleo con la neutronización de su sustancia.

Lo que sucede a continuación aún no está del todo claro, pero, en cualquier caso, los procesos en curso en cuestión de segundos conducen a una explosión de supernova de increíble poder.

Fuertes chorros de neutrinos y un campo magnético giratorio expulsan la mayor parte del material acumulado por la estrella. [ ] - los llamados elementos de asiento, incluidos los elementos de hierro y más ligeros. La materia en expansión es bombardeada por los neutrones emitidos desde el núcleo estelar, capturándolos y creando así un conjunto de elementos más pesados ​​que el hierro, incluidos los radiactivos, hasta el uranio (y posiblemente incluso California). Así, las explosiones de supernovas explican la presencia de elementos más pesados ​​que el hierro en la materia interestelar, pero esta no es la única forma posible de su formación, como lo demuestran, por ejemplo, las estrellas de tecnecio.

onda expansiva y chorros de neutrinos alejan la materia de una estrella moribunda [ ] al espacio interestelar. Posteriormente, a medida que se enfría y viaja por el espacio, este material de supernova puede chocar con otra basura espacial y posiblemente participar en la formación de nuevas estrellas, planetas o satélites.

Los procesos que tienen lugar durante la formación de una supernova todavía se están estudiando y, hasta el momento, este tema no está claro. También está en duda el momento en que realmente queda la estrella original. Sin embargo, se barajan dos opciones: las estrellas de neutrones y los agujeros negros.

estrellas de neutrones

Se sabe que en algunas supernovas, la fuerte gravedad en el interior de la supergigante hace que los electrones sean absorbidos por el núcleo atómico, donde, al fusionarse con los protones, forman los neutrones. Este proceso se llama neutronización. Las fuerzas electromagnéticas que separan los núcleos cercanos desaparecen. El núcleo de una estrella es ahora una bola densa de núcleos atómicos y neutrones individuales.

Estas estrellas, conocidas como estrellas de neutrones, son extremadamente pequeñas, no más grandes que una gran ciudad, y tienen densidades inimaginablemente altas. Su período orbital se vuelve extremadamente corto a medida que disminuye el tamaño de la estrella (debido a la conservación del momento angular). Algunas estrellas de neutrones dan 600 revoluciones por segundo. Para algunos de ellos, el ángulo entre el vector de radiación y el eje de rotación puede ser tal que la Tierra caiga en el cono formado por esta radiación; en este caso, es posible registrar un pulso de radiación que se repite a intervalos de tiempo iguales al período de rotación de la estrella. Estas estrellas de neutrones se llamaron "púlsares" y se convirtieron en las primeras estrellas de neutrones descubiertas.

Agujeros negros

No todas las estrellas, habiendo pasado la fase de explosión de una supernova, se convierten en estrellas de neutrones. Si la estrella tiene una masa lo suficientemente grande, entonces el colapso de dicha estrella continuará, y los propios neutrones comenzarán a caer hacia adentro hasta que su radio sea menor que el radio de Schwarzschild. La estrella se convierte entonces en un agujero negro.

La existencia de agujeros negros fue predicha por la teoría general de la relatividad. Según esta teoría,

> Ciclo de vida de una estrella

Descripción vida y muerte de las estrellas: etapas evolutivas con foto, nubes moleculares, protoestrella, T Tauro, secuencia principal, gigante roja, enana blanca.

Todo en este mundo está evolucionando. Cualquier ciclo comienza con el nacimiento, el crecimiento y termina con la muerte. Por supuesto, las estrellas tienen estos ciclos de una manera especial. Recordemos, por ejemplo, que tienen un marco temporal mayor y se miden en millones y billones de años. Además, su muerte conlleva ciertas consecuencias. Cómo se ve ciclo de vida de las estrellas?

El primer ciclo de vida de una estrella: nubes moleculares

Comencemos con el nacimiento de una estrella. Imagine una enorme nube de gas molecular frío que puede existir fácilmente en el universo sin ningún cambio. Pero de repente explota una supernova no muy lejos de ella, o choca con otra nube. Debido a este empuje, se activa el proceso de destrucción. Está dividido en pequeñas partes, cada una de las cuales está dibujada en sí misma. Como ya entendiste, todos estos grupos se están preparando para convertirse en estrellas. La gravedad aumenta la temperatura y el impulso almacenado mantiene la rotación. El diagrama inferior demuestra claramente el ciclo de las estrellas (vida, etapas de desarrollo, opciones de transformación y muerte de un cuerpo celeste con una foto).

El segundo ciclo de vida de una estrella: protoestrella

El material se condensa más densamente, se calienta y es repelido por el colapso gravitacional. Tal objeto se llama protoestrella, alrededor del cual se forma un disco de material. La parte es atraída por el objeto, aumentando su masa. El resto de los escombros se agruparán y crearán un sistema planetario. El desarrollo posterior de la estrella depende de la masa.

Tercer ciclo de vida de una estrella: T Tauro

Cuando el material golpea una estrella, se libera una gran cantidad de energía. La nueva etapa estelar lleva el nombre del prototipo, T Taurus. Esta es una estrella variable ubicada a 600 años luz de distancia (no muy lejos).

Puede alcanzar un gran brillo porque el material se descompone y libera energía. Pero en la parte central no hay temperatura suficiente para soportar la fusión nuclear. Esta fase dura 100 millones de años.

El cuarto ciclo de vida de una estrella:Secuencia principal

En un momento determinado, la temperatura del cuerpo celeste sube al nivel requerido, activando la fusión nuclear. Todas las estrellas pasan por esto. El hidrógeno se transforma en helio, liberando una enorme reserva térmica y energética.

La energía se libera en forma de rayos gamma, pero debido al lento movimiento de la estrella, se reduce con la longitud de onda. La luz es empujada hacia afuera y se enfrenta a la gravedad. Podemos suponer que aquí se crea un equilibrio perfecto.

¿Cuánto tiempo estará en la secuencia principal? Tienes que empezar por la masa de la estrella. Las enanas rojas (la mitad de la masa solar) son capaces de gastar cientos de miles de millones (billones) de años en su suministro de combustible. Las estrellas promedio (como) viven entre 10 y 15 mil millones. Pero los más grandes tienen miles de millones o millones de años. Vea cómo se ve en el diagrama la evolución y muerte de estrellas de varias clases.

Quinto ciclo de vida de una estrella: gigante roja

Durante el proceso de fusión, el hidrógeno termina y el helio se acumula. Cuando no queda nada de hidrógeno, todas las reacciones nucleares se detienen y la estrella comienza a encogerse debido a la gravedad. La capa de hidrógeno que rodea el núcleo se calienta y se enciende, lo que hace que el objeto crezca entre 1000 y 10 000 veces. En un momento determinado, nuestro Sol repetirá este destino, habiendo aumentado hasta la órbita terrestre.

La temperatura y la presión alcanzan un máximo y el helio se fusiona en carbono. En este punto, la estrella se contrae y deja de ser una gigante roja. Con mayor masividad, el objeto quemará otros elementos pesados.

El sexto ciclo de vida de una estrella: enano blanco

Una estrella de masa solar no tiene suficiente presión gravitacional para fusionar carbono. Por lo tanto, la muerte se produce con el fin del helio. Las capas exteriores son expulsadas y aparece una enana blanca. Al principio hace calor, pero después de cientos de miles de millones de años se enfriará.

La vida interna de una estrella está regulada por la acción de dos fuerzas: la fuerza de atracción, que se opone a la estrella, la retiene, y la fuerza liberada durante las reacciones nucleares que tienen lugar en el núcleo. Por el contrario, tiende a "empujar" a la estrella hacia el espacio lejano. Durante las etapas de formación, una estrella densa y comprimida está bajo una fuerte influencia de 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 se encuentra en un estado estable. Cuando el combustible nuclear del núcleo se seca gradualmente, la estrella entra en una fase de inestabilidad, dos fuerzas se oponen. Llega un momento crítico para una estrella, entran en juego una variedad de factores: temperatura, densidad, composición química. La masa de la estrella es lo primero, de ella depende el futuro de este cuerpo celeste: la estrella se enciende como una supernova o se convierte en una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro.

como se acaba el hidrogeno

Solo los cuerpos celestes muy grandes (alrededor de 80 veces la masa de Júpiter) se convierten en estrellas, los más pequeños (alrededor de 17 veces más pequeños que Júpiter) se convierten en planetas. También existen cuerpos de masa media, demasiado grandes para pertenecer a la clase de los planetas, y demasiado pequeños y fríos para que en sus profundidades se produzcan las reacciones nucleares características de las estrellas.

Estos cuerpos celestes de color oscuro tienen una luminosidad débil, son bastante difíciles de distinguir en el cielo. Se les llama "enanas marrones".

Entonces, una estrella se forma a partir de nubes que consisten en gas interestelar. Como ya se señaló, una estrella permanece en un estado de equilibrio durante bastante tiempo. Luego viene un período de inestabilidad. El futuro destino de la 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 la estrella no se mezclan, como ocurre en las estrellas de gran masa.

Esto significa que cuando se acaba el hidrógeno en el núcleo, no hay nuevo suministro de este elemento en las capas exteriores. El hidrógeno, al arder, se convierte en helio. Gradualmente, el núcleo se calienta, las capas superficiales desestabilizan su propia estructura y la estrella, como se puede ver en el diagrama D-R, se está alejando lentamente de la fase de Secuencia Principal. En la nueva fase, la densidad de la materia dentro de la estrella aumenta, la composición del núcleo "degenera", como resultado, aparece una consistencia especial. Es diferente de la materia normal.

Modificación de la materia

Cuando la materia cambia, la presión depende únicamente 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. Sus dimensiones aumentan significativamente y, debido a esto, la temperatura de las capas externas desciende. El diámetro de una 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 a 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, ocurren reacciones nucleares, luego, cuando se alcanza la temperatura óptima, el helio se derrite. Cuando esto sucede, el aumento repentino de la temperatura central provoca un estallido y la estrella se mueve rápidamente hacia el lado izquierdo del diagrama H-R. Este es el llamado "flash de helio". En este momento, el núcleo que contiene helio se quema junto con el hidrógeno, que forma parte de la capa que rodea al núcleo. En el diagrama G-P, esta etapa se fija moviéndose hacia la derecha a lo largo de la línea horizontal.

Últimas fases de la evolución

Durante la transformación del helio en carbono, el núcleo cambia. Su temperatura sube hasta (si la estrella es grande) hasta que el carbón comienza a arder. Hay un nuevo brote. En cualquier caso, durante las últimas fases de la evolución de una estrella se nota una pérdida importante de su masa. Esto puede suceder de manera gradual o abrupta, durante un estallido, cuando las capas externas de la estrella estallan como una gran burbuja. En este 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 kilómetros por segundo.

El destino final de una estrella depende de la masa que quede después de todo lo que sucede en ella. Si expulsó mucha materia durante todas las transformaciones y estallidos y su masa no supera las 1,44 masas solares, la estrella se convierte en una enana blanca. Esta cifra se llama "límite de Chandra-sekara" en honor al astrofísico paquistaní Subrahmanyan Chandrasekhar. Esta es la masa máxima de una estrella en la que no puede producirse un final catastrófico debido a la presión de los electrones en el núcleo.

Después del estallido de las capas exteriores, el núcleo de la estrella permanece y la temperatura de su superficie es muy alta, alrededor de 100 000 °K. La estrella se mueve hacia el borde izquierdo del diagrama G-R y desciende. Su luminosidad disminuye a medida que disminuye su tamaño.

La estrella alcanza lentamente la zona de las enanas blancas. Se trata de estrellas de pequeño diámetro (como la nuestra), pero caracterizadas por una altísima densidad, un millón y medio de veces la densidad del agua. ¡Un centímetro cúbico del material que forma una enana blanca pesaría alrededor de una tonelada en la Tierra!

Una enana blanca representa la etapa final en la evolución de una estrella, sin llamaradas. Ella se está enfriando lentamente.

Los científicos creen que el final de una enana blanca pasa muy lentamente, al menos desde el comienzo de la existencia 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, entrará en erupción como una supernova. Durante un estallido, una estrella puede destruirse total o parcialmente. En el primer caso, dejará una nube de gas con las sustancias residuales de la estrella. En el segundo, queda un cuerpo celeste de la más alta 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. Comparado con la duración de una vida humana, este lapso de tiempo incomprensible es enorme. En una escala cósmica, estos cambios son bastante fugaces. Las estrellas que ahora observamos en el cielo nocturno eran las mismas hace miles de años, cuando los faraones egipcios podían verlas, pero en realidad, en todo este tiempo, el cambio en las características físicas de los cuerpos celestes no se detuvo ni un segundo. . Las estrellas nacen, viven y ciertamente envejecen: la evolución de las estrellas continúa como de costumbre.

La posición de las estrellas de la constelación de la Osa Mayor en diferentes períodos históricos en el intervalo de hace 100.000 años - nuestro tiempo y después de 100 mil años

Interpretación de la evolución de las estrellas desde el punto de vista del profano

Para el profano, el espacio parece ser un mundo de calma y silencio. De hecho, el Universo es un gigantesco laboratorio físico, donde tienen lugar grandiosas transformaciones, durante las cuales cambia la composición química, las características físicas y la estructura de las estrellas. La vida de una estrella dura mientras brille y emita calor. Sin embargo, un estado tan brillante no es eterno. A un nacimiento brillante le sigue un período de madurez estelar, que inevitablemente termina con el envejecimiento del cuerpo celeste y su muerte.

Formación de una protoestrella a partir de una nube de gas y polvo hace 5-7 mil millones de años

Toda nuestra información sobre las estrellas hoy en día encaja dentro del marco de la ciencia. La termodinámica nos da una explicación de los procesos de equilibrio hidrostático y térmico en los que reside la materia estelar. La física nuclear y cuántica nos permite comprender el complejo proceso de fusión nuclear, gracias al cual existe una estrella que irradia calor y da luz al espacio circundante. Al nacer una estrella se forma un equilibrio hidrostático y térmico, mantenido por sus propias fuentes de energía. En el ocaso de una brillante carrera estelar, este equilibrio se altera. Viene una serie de procesos irreversibles, cuyo resultado es la destrucción de una estrella o el colapso, un proceso grandioso de muerte instantánea y brillante de un cuerpo celeste.

Una explosión de supernova es un final brillante para la vida de una estrella nacida en los primeros años del Universo.

El cambio en las características físicas de las estrellas se debe a su masa. La tasa de evolución de los objetos está influenciada por su composición química y, en cierta medida, por los parámetros astrofísicos existentes: la velocidad de rotación y el estado del campo magnético. No es posible decir exactamente cómo sucede todo en realidad debido a la enorme duración de los procesos descritos. La tasa de evolución, las etapas de transformación dependen del momento del nacimiento de la estrella y su ubicación en el Universo en el momento del nacimiento.

La evolución de las estrellas desde un punto de vista científico

Cualquier estrella nace de un coágulo de gas interestelar frío que, bajo la influencia de fuerzas gravitatorias externas e internas, se comprime hasta el estado de una bola de gas. El proceso de compresión de una sustancia gaseosa no se detiene ni un momento, acompañado de una colosal liberación de energía térmica. La temperatura de la nueva formación aumenta hasta que se inicia la fusión termonuclear. A partir de ese momento cesa la compresión de la materia estelar y se alcanza un equilibrio entre el estado hidrostático y térmico del objeto. El universo se repuso con una nueva estrella de pleno derecho.

El principal combustible estelar es un átomo de hidrógeno como resultado de una reacción termonuclear lanzada

En la evolución de las estrellas, sus fuentes de energía térmica tienen una importancia fundamental. La energía radiante y térmica que escapa al espacio desde la superficie de la estrella se repone debido al enfriamiento de las capas internas del cuerpo celeste. Las reacciones termonucleares que ocurren constantemente y la contracción gravitacional en el interior de la estrella compensan la pérdida. Mientras haya suficiente combustible nuclear en las profundidades de la estrella, la estrella brilla intensamente e irradia calor. Tan pronto como el proceso de fusión termonuclear se ralentiza o se detiene por completo, se activa el mecanismo de compresión interna de la estrella para mantener el equilibrio térmico y termodinámico. En esta etapa, el objeto ya está emitiendo energía térmica que solo es visible en el infrarrojo.

Basándonos en los procesos descritos, podemos concluir que la evolución de las estrellas es un cambio sucesivo en las fuentes de energía estelar. En la astrofísica moderna, los procesos de transformación de las estrellas se pueden ordenar de acuerdo con tres escalas:

• línea de tiempo nuclear;
• segmento térmico de la vida de una estrella;
• segmento dinámico (final) de la vida de la luminaria.

En cada caso individual se consideran los procesos que determinan la edad de la estrella, sus características físicas y el tipo de muerte del objeto. La línea de tiempo nuclear es interesante siempre que el objeto funcione con sus propias fuentes de calor e irradie energía que sea el producto de reacciones nucleares. La estimación de la duración de esta etapa se calcula determinando la cantidad de hidrógeno que se convertirá en helio en el proceso de fusión termonuclear. Cuanto mayor sea la masa de la estrella, mayor será la intensidad de las reacciones nucleares y, en consecuencia, mayor será la luminosidad del objeto.

Tamaños y masas de varias estrellas, desde supergigantes hasta enanas rojas.

La escala de tiempo térmico define la etapa de evolución durante la cual la estrella consume toda la energía térmica. Este proceso comienza desde el momento en que se han agotado las últimas reservas de hidrógeno y han cesado las reacciones nucleares. Para mantener el equilibrio del objeto, se inicia el proceso de compresión. La materia estelar cae hacia el centro. En este caso, hay una transición de energía cinética a energía térmica gastada en mantener el equilibrio de temperatura necesario dentro de la estrella. Parte de la energía escapa al espacio exterior.

Teniendo en cuenta que la luminosidad de las estrellas está determinada por su masa, en el momento de la compresión de un objeto, su brillo en el espacio no cambia.

Estrella en el camino a la secuencia principal

La formación de estrellas ocurre de acuerdo con una línea de tiempo dinámica. El gas estelar cae libremente hacia el centro, aumentando la densidad y la presión en las entrañas del futuro objeto. Cuanto mayor sea la densidad en el centro de la bola de gas, mayor será la temperatura dentro del objeto. A partir de este momento, el calor se convierte en la principal energía del cuerpo celeste. Cuanto mayor sea la densidad y mayor la temperatura, mayor será la presión en el interior de la futura estrella. Se detiene la caída libre de moléculas y átomos, se detiene el proceso de compresión del gas estelar. Este estado de un objeto generalmente se llama protoestrella. El objeto es 90% de hidrógeno molecular. Al alcanzar una temperatura de 1800K, el hidrógeno pasa al estado atómico. En el proceso de descomposición, se consume energía, el aumento de temperatura se ralentiza.

El universo es 75% de hidrógeno molecular, que en el proceso de formación de protoestrellas se convierte en hidrógeno atómico, el combustible nuclear de la estrella.

En tal estado, la presión dentro de la bola de gas disminuye, dando así libertad a la fuerza de compresión. Esta secuencia se repite cada vez que primero se ioniza todo el hidrógeno, y luego le toca el turno a la ionización del helio. A una temperatura de 10⁵ K, el gas se ioniza por completo, se detiene la compresión de la estrella y se produce el equilibrio hidrostático del objeto. La evolución posterior de la estrella ocurrirá de acuerdo con la escala de tiempo térmico, mucho más lenta y consistentemente.

El radio de una protoestrella se ha reducido de 100 AU desde el comienzo de la formación. hasta ¼ u.a. El objeto está en medio de una nube de gas. Como resultado de la acumulación de partículas de las regiones exteriores de la nube de gas estelar, la masa de la estrella aumentará constantemente. En consecuencia, la temperatura dentro del objeto aumentará, acompañando el proceso de convección, la transferencia de energía desde las capas internas de la estrella hasta su borde exterior. Posteriormente, con un aumento de temperatura en el interior de un cuerpo celeste, la convección es reemplazada por transporte radiativo, desplazándose hacia la superficie de la estrella. En este momento, la luminosidad del objeto aumenta rápidamente y la temperatura de las capas superficiales de la bola estelar también aumenta.

Procesos de convección y transporte radiativo en una estrella recién formada antes del inicio de las reacciones de fusión termonuclear

Por ejemplo, para estrellas cuya masa es idéntica a la de nuestro Sol, la compresión de la nube protoestelar se produce en unos pocos cientos de años. En cuanto a la etapa final de la formación de un objeto, la condensación de la materia estelar se ha alargado durante millones de años. El sol se está moviendo hacia la secuencia principal con bastante rapidez, y este camino llevará cien millones o miles de millones de años. En otras palabras, cuanto mayor sea la masa de la estrella, mayor será el período de tiempo dedicado a la formación de una estrella de pleno derecho. Una estrella con una masa de 15 M se moverá a lo largo del camino hacia la secuencia principal durante mucho más tiempo, unos 60 mil años.

Fase de secuencia principal

Aunque algunas reacciones de fusión comienzan a temperaturas más bajas, la fase principal de la combustión del hidrógeno comienza a los 4 millones de grados. A partir de este momento, comienza la fase de secuencia principal. Entra en juego una nueva forma de reproducción de la energía estelar, la nuclear. La energía cinética liberada durante la compresión del objeto se desvanece en el fondo. El equilibrio logrado asegura una vida larga y tranquila de una estrella que se encuentra en la fase inicial de la secuencia principal.

La fisión y descomposición de los átomos de hidrógeno en el proceso de una reacción termonuclear que ocurre en el interior de una estrella.

A partir de aquí, la observación de la vida de una estrella está claramente ligada a la fase de la secuencia principal, que es una parte importante de la evolución de los cuerpos celestes. Es en esta etapa que la única fuente de energía estelar es el resultado de la combustión del hidrógeno. El objeto está en un estado de equilibrio. A medida que se consume el combustible nuclear, solo cambia la composición química del objeto. La estancia del Sol en la fase de la secuencia principal durará aproximadamente 10 mil millones de años. Se necesitará tanto tiempo para que nuestra luminaria nativa use todo el suministro de hidrógeno. En cuanto a las estrellas masivas, su evolución es más rápida. Irradiando más energía, una estrella masiva permanece en la fase de secuencia principal durante solo 10-20 millones de años.

Las estrellas menos masivas arden mucho más tiempo en el cielo nocturno. Así, una estrella con una masa de 0,25 M permanecerá en la fase de secuencia principal durante decenas de miles de millones de años.

Diagrama de Hertzsprung-Russell que estima la relación entre el espectro de estrellas y su luminosidad. Los puntos en el diagrama son las ubicaciones de las estrellas conocidas. Las flechas indican el desplazamiento de estrellas de la secuencia principal a las fases de gigantes y enanas blancas.

Para imaginar la evolución de las estrellas, basta con mirar el diagrama que caracteriza la trayectoria del cuerpo celeste en la secuencia principal. La parte superior del gráfico parece menos llena de objetos, ya que es donde se concentran las estrellas masivas. Esta ubicación se explica por su ciclo de vida corto. De las estrellas conocidas hoy en día, algunas tienen una masa de 70M. Los objetos cuya masa exceda el límite superior de 100M pueden no formarse en absoluto.

Los cuerpos celestes, cuya masa es inferior a 0,08M, no tienen la capacidad de superar la masa crítica necesaria para el inicio de la fusión termonuclear y permanecen fríos toda su vida. Las protoestrellas más pequeñas se encogen y forman enanas parecidas a planetas.

Una enana marrón planetaria comparada con una estrella normal (nuestro Sol) y el planeta Júpiter

En la parte inferior de la secuencia se concentran los objetos, dominados por estrellas con una masa igual a la masa de nuestro Sol y un poco más. El límite imaginario entre las partes superior e inferior de la secuencia principal son objetos cuya masa es - 1.5M.

Etapas posteriores de la evolución estelar

Cada una de las opciones para el desarrollo del estado de una estrella está determinada por su masa y el tiempo durante el cual se produce la transformación de la materia estelar. Sin embargo, el Universo es un mecanismo multifacético y complejo, por lo que la evolución de las estrellas puede ir por otros caminos.

Viajando a lo largo de la secuencia principal, una estrella con una masa aproximadamente igual a la masa del Sol tiene tres opciones de ruta principales:

1. vive tu vida con calma y descansa en paz en las vastas extensiones del Universo;
2. entrar en la fase de gigante roja y envejecer lentamente;
3. entrar en la categoría de enanas blancas, explotar en una supernova y convertirse en una estrella de neutrones.

Posibles opciones para la evolución de las protoestrellas en función del tiempo, la composición química de los objetos y su masa

Después de la secuencia principal viene la fase gigante. En ese momento, las reservas de hidrógeno en el interior de la estrella están completamente agotadas, la región central del objeto es un núcleo de helio y las reacciones termonucleares se desplazan a la superficie del objeto. Bajo la influencia de la fusión termonuclear, la capa se expande, pero la masa del núcleo de helio crece. Una estrella ordinaria se convierte en una gigante roja.

La fase gigante y sus características.

En estrellas con una masa pequeña, la densidad del núcleo se vuelve colosal, convirtiendo la materia estelar en un gas relativista degenerado. Si la masa de la estrella es ligeramente superior a 0,26 M, el aumento de la presión y la temperatura provoca el inicio de la fusión del helio, cubriendo toda la región central del objeto. Desde entonces, la temperatura de la estrella ha ido aumentando rápidamente. La característica principal del proceso es que el gas degenerado no tiene la capacidad de expandirse. Bajo la influencia de altas temperaturas, solo aumenta la tasa de fisión de helio, que se acompaña de una reacción explosiva. En esos momentos, podemos observar un destello de helio. El brillo del objeto aumenta cientos de veces, pero la agonía de la estrella continúa. Hay una transición de la estrella a un nuevo estado, donde todos los procesos termodinámicos ocurren en el núcleo de helio y en la capa exterior enrarecida.

La estructura de una estrella de secuencia principal de tipo solar y una gigante roja con un núcleo de helio isotérmico y una zona de nucleosíntesis en capas

Esta condición es temporal y no sostenible. La materia estelar se mezcla constantemente, mientras que una parte importante de ella se expulsa al espacio circundante, formando una nebulosa planetaria. Un núcleo caliente permanece en el centro, que se llama enana blanca.

Para estrellas de gran masa, estos procesos no son tan catastróficos. La combustión de helio es reemplazada por la reacción de fisión nuclear de carbono y silicio. Eventualmente, el núcleo estelar se convertirá en hierro estelar. La fase de un gigante está determinada por la masa de la estrella. Cuanto mayor es la masa de un objeto, menor es la temperatura en su centro. Claramente, esto no es suficiente para iniciar una reacción de fisión nuclear del carbono y otros elementos.

El destino de una enana blanca: una estrella de neutrones o un agujero negro

Una vez en el estado de enana blanca, el objeto se encuentra en un estado extremadamente inestable. Las reacciones nucleares detenidas conducen a una caída de la presión, el núcleo entra en un estado de colapso. La energía liberada en este caso se gasta en la descomposición de los átomos de hierro a helio, que luego se descompone en protones y neutrones. El proceso lanzado se está desarrollando a un ritmo rápido. El colapso de una estrella caracteriza la sección dinámica de la escala y toma una fracción de segundo en el tiempo. La ignición del combustible nuclear restante se produce de forma explosiva, liberando una cantidad colosal de energía en una fracción de segundo. Esto es suficiente para volar las capas superiores del objeto. La etapa final de una enana blanca es una explosión de supernova.

El núcleo de la estrella comienza a colapsar (izquierda). El colapso forma una estrella de neutrones y crea un flujo de energía hacia las capas exteriores de la estrella (centro). La energía liberada como resultado de la eyección de las capas exteriores de una estrella durante una explosión de supernova (derecha).

El núcleo superdenso restante será un grupo de protones y electrones que chocan entre sí para formar neutrones. El universo se repuso con un nuevo objeto: una estrella de neutrones. Debido a la alta densidad, el núcleo se degenera y el proceso de colapso del núcleo se detiene. Si la masa de la estrella fuera lo suficientemente grande, el colapso podría continuar hasta que los restos de materia estelar finalmente cayeran en el centro del objeto, formando un agujero negro.

Explicación de la parte final de la evolución de las estrellas

Para las estrellas en equilibrio normal, los procesos de evolución descritos son poco probables. Sin embargo, la existencia de enanas blancas y estrellas de neutrones prueba la existencia real de procesos de compresión de la materia estelar. Un pequeño número de tales objetos en el Universo indica la fugacidad de su existencia. La etapa final de la evolución estelar se puede representar como una cadena secuencial de dos tipos:

• estrella normal - gigante roja - expulsión de capas exteriores - enana blanca;
• estrella masiva - supergigante roja - explosión de supernova - estrella de neutrones o agujero negro - inexistencia.

Esquema de la evolución de las estrellas. Opciones para la continuación de la vida de las estrellas fuera de la secuencia principal.

Es bastante difícil explicar los procesos en curso desde el punto de vista de la ciencia. Los científicos nucleares están de acuerdo en que, en el caso de la etapa final de la evolución estelar, estamos ante la fatiga de la materia. Como resultado del impacto termodinámico mecánico prolongado, la materia cambia sus propiedades físicas. La fatiga de la materia estelar, mermada por reacciones nucleares a largo plazo, puede explicar la aparición de un gas de electrones degenerados, su posterior neutronización y aniquilación. Si todos los procesos anteriores van de principio a fin, la materia estelar deja de ser una sustancia física: la estrella desaparece en el espacio, sin dejar nada atrás.

Las burbujas interestelares y las nubes de gas y polvo, que son el lugar de nacimiento de las estrellas, no pueden reponerse solo a expensas de las estrellas desaparecidas y explotadas. El universo y las galaxias están en equilibrio. Hay una pérdida constante de masa, la densidad del espacio interestelar disminuye en una parte del espacio exterior. En consecuencia, en otra parte del Universo se crean las condiciones para la formación de nuevas estrellas. En otras palabras, el esquema funciona: si una cierta cantidad de materia ha desaparecido en un lugar, en otro lugar del Universo apareció la misma cantidad de materia en una forma diferente.

Finalmente

Estudiando la evolución de las estrellas, llegamos a la conclusión de que el Universo es una solución enrarecida gigante en la que parte de la materia se transforma en moléculas de hidrógeno, que son el material de construcción de las estrellas. La otra parte se disuelve en el espacio, desapareciendo de la esfera de las sensaciones materiales. Un agujero negro en este sentido es el punto de transición de todo el material a la antimateria. Es bastante difícil comprender completamente el significado de lo que está sucediendo, especialmente si, al estudiar la evolución de las estrellas, se basa solo en las leyes de la física nuclear, cuántica y termodinámica. La teoría de la probabilidad relativa debe estar relacionada con el estudio de este tema, que permite la curvatura del espacio, que permite que una energía se transforme en otra, un estado en otro.

ciclo de vida de las estrellas

Una estrella ordinaria libera energía al convertir hidrógeno en helio en un horno nuclear ubicado en su núcleo. Después de que la estrella consume el hidrógeno en el centro, comienza a quemarse en el caparazón de la estrella, que aumenta de tamaño y se hincha. El tamaño de la estrella aumenta, su temperatura desciende. Este proceso da lugar a las gigantes y supergigantes rojas. La vida útil de cada estrella está determinada por su masa. Las estrellas masivas terminan su ciclo de vida con una explosión. Estrellas como el Sol se encogen para convertirse en densas enanas blancas. En el proceso de transformación de una gigante roja a una enana blanca, una estrella puede desprenderse de sus capas exteriores como una ligera capa gaseosa, exponiendo el núcleo.

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