Evolución estelar. Durante las primeras etapas de la evolución, ocurren varios procesos físicos en las estrellas. Años posteriores y muerte de las estrellas.

Las estrellas, como las personas, pueden ser recién nacidas, jóvenes o viejas. A cada momento mueren unas estrellas y se forman otras. Por lo general, los más jóvenes son similares al Sol. Se encuentran en etapa de formación y en realidad son protoestrellas. Los astrónomos las llaman estrellas T-Taurus, en honor a su prototipo. En cuanto a sus propiedades (por ejemplo, la luminosidad), las protoestrellas son variables, ya que su existencia aún no ha entrado en una fase estable. Muchos de ellos tienen grandes cantidades de materia a su alrededor. Poderosas corrientes de viento emanan de estrellas de tipo T.

Protoestrellas: el inicio de su ciclo de vida

Si la materia cae sobre la superficie de una protoestrella, rápidamente se quema y se convierte en calor. Como consecuencia, la temperatura de las protoestrellas aumenta constantemente. Cuando se eleva tanto que se desencadenan reacciones nucleares en el centro de la estrella, la protoestrella adquiere el estatus de estrella ordinaria. Con el inicio del flujo reacciones nucleares la estrella tiene una fuente constante de energía que sustenta su actividad vital durante mucho tiempo. La duración del ciclo de vida de una estrella en el Universo depende de su tamaño original. Sin embargo, se cree que las estrellas del diámetro del Sol tienen suficiente energía para existir cómodamente durante unos 10 mil millones de años. A pesar de esto, también sucede que estrellas aún más masivas viven sólo unos pocos millones de años. Esto se debe a que queman su combustible mucho más rápido.

Estrellas de tamaño normal

Cada una de las estrellas es una masa de gas caliente. En sus profundidades se produce constantemente el proceso de generación de energía nuclear. Sin embargo, no todas las estrellas son como el Sol. Una de las principales diferencias es el color. Las estrellas no sólo son amarillas, sino también azuladas y rojizas.

Brillo y Luminosidad

También se diferencian en características como el brillo y la luminosidad. El brillo de una estrella observada desde la superficie de la Tierra depende no sólo de su luminosidad, sino también de su distancia a nuestro planeta. Dada su distancia a la Tierra, las estrellas pueden tener brillos completamente diferentes. Este indicador oscila entre una diezmilésima parte del brillo del Sol y un brillo comparable a más de un millón de soles.

La mayoría de las estrellas se encuentran en el extremo inferior de este espectro y son débiles. En muchos sentidos, el Sol es una estrella típica y promedio. Sin embargo, en comparación con otros, tiene un brillo mucho mayor. Un gran número de Las estrellas tenues se pueden observar incluso a simple vista. La razón por la que las estrellas varían en brillo se debe a su masa. El color, el brillo y el cambio de brillo con el tiempo están determinados por la cantidad de sustancia.

Intenta explicar el ciclo de vida de las estrellas.

Durante mucho tiempo se ha intentado rastrear la vida de las estrellas, pero los primeros intentos de los científicos fueron bastante tímidos. El primer logro fue la aplicación de la ley de Lane a la hipótesis de Helmholtz-Kelvin sobre compresión gravitacional. Esto trajo una nueva comprensión a la astronomía: teóricamente, la temperatura de una estrella debería aumentar (su indicador es inversamente proporcional al radio de la estrella) hasta que un aumento en la densidad desacelere los procesos de compresión. Entonces el consumo de energía será mayor que sus ingresos. En este momento, la estrella comenzará a enfriarse rápidamente.

Hipótesis sobre la vida de las estrellas.

Una de las hipótesis originales sobre el ciclo de vida de una estrella fue propuesta por el astrónomo Norman Lockyer. Creía que las estrellas surgían de materia meteórica. Además, las disposiciones de su hipótesis se basaron no sólo en conclusiones teóricas disponibles en astronomía, sino también en datos del análisis espectral de las estrellas. Lockyer estaba convencido de que elementos químicos, que participan en la evolución de los cuerpos celestes, están formados por partículas elementales: "protoelementos". A diferencia de los neutrones, protones y electrones modernos, no tienen un carácter general, sino individual. Por ejemplo, según Lockyer, el hidrógeno se descompone en lo que se llama “protohidrógeno”; el hierro se convierte en “protohierro”. Otros astrónomos también intentaron describir el ciclo de vida de una estrella, por ejemplo, James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Estrellas gigantes y estrellas enanas

Estrellas tallas grandes son los más calientes y brillantes. Suelen tener un aspecto blanco o azulado. A pesar de que tienen tamaño gigantesco, el combustible que contienen se quema tan rápidamente que se quedan sin él en apenas unos pocos millones de años.

Las estrellas pequeñas, a diferencia de las gigantes, no suelen ser tan brillantes. Son de color rojo y viven lo suficiente, miles de millones de años. Pero entre las estrellas brillantes del cielo también hay estrellas rojas y naranjas. Un ejemplo es la estrella Aldebarán, el llamado "ojo de toro", ubicada en la constelación de Tauro; y también en la constelación de Escorpio. ¿Por qué estas estrellas frías pueden competir en brillo con estrellas calientes como Sirio?

Esto se debe al hecho de que una vez se expandieron mucho y su diámetro comenzó a exceder a las enormes estrellas rojas (supergigantes). La enorme superficie permite que estas estrellas emitan un orden de magnitud más de energía que el Sol. Esto a pesar de que su temperatura es mucho más baja. Por ejemplo, el diámetro de Betelgeuse, situada en la constelación de Orión, es varios cientos de veces mayor que el diámetro del Sol. Y el diámetro de las estrellas rojas ordinarias no suele ser ni siquiera una décima parte del tamaño del Sol. Estas estrellas se llaman enanas. estos tipos ciclo vital Cada cuerpo celeste puede atravesar estrellas; la misma estrella en diferentes etapas de su vida puede ser tanto una gigante roja como una enana.

Por regla general, las luminarias como el Sol sustentan su existencia gracias al hidrógeno que se encuentra en su interior. Se convierte en helio dentro del núcleo nuclear de la estrella. El sol tiene una enorme cantidad de combustible, pero ni siquiera él es infinito: en los últimos cinco mil millones de años, la mitad del suministro se ha consumido.

Vida de las estrellas. Ciclo de vida de las estrellas.

Una vez que se agota el suministro de hidrógeno dentro de una estrella, se producen cambios importantes. El hidrógeno restante comienza a arder no dentro de su núcleo, sino en la superficie. Al mismo tiempo, la vida útil de una estrella es cada vez más corta. Durante este período, el ciclo de estrellas, al menos la mayoría de ellas, entra en la etapa de gigante roja. El tamaño de la estrella aumenta y su temperatura, por el contrario, disminuye. Así aparecen la mayoría de las gigantes y supergigantes rojas. Este proceso es parte de la secuencia general de cambios que ocurren en las estrellas, que los científicos llaman evolución estelar. El ciclo de vida de una estrella incluye todas sus etapas: en última instancia, todas las estrellas envejecen y mueren, y la duración de su existencia está directamente determinada por la cantidad de combustible. Las grandes estrellas acaban con sus vidas con una enorme y espectacular explosión. Las más modestas, por el contrario, mueren y se reducen gradualmente hasta el tamaño de una enana blanca. Luego simplemente se desvanecen.

¿Cuánto tiempo vive una estrella promedio? El ciclo de vida de una estrella puede durar desde menos de 1,5 millones de años hasta mil millones de años o más. Todo ello, como se ha dicho, depende de su composición y tamaño. Las estrellas como el Sol viven entre 10 y 16 mil millones de años. Muy estrellas brillantes, como Sirio, viven relativamente poco tiempo: sólo unos pocos cientos de millones de años. El diagrama del ciclo de vida de las estrellas incluye las siguientes etapas. Este nube molecular- colapso gravitacional de la nube - nacimiento de una supernova - evolución de una protoestrella - fin de la fase protoestelar. Luego siguen las etapas: el comienzo de la etapa de estrella joven - mediana edad - madurez - etapa de gigante roja - nebulosa planetaria - etapa de enana blanca. Las dos últimas fases son características de las estrellas pequeñas.

La naturaleza de las nebulosas planetarias.

Entonces, analizamos brevemente el ciclo de vida de una estrella. Pero al transformarse de una enorme gigante roja a una enana blanca, a veces las estrellas se despojan de sus capas exteriores y luego el núcleo de la estrella queda expuesto. La capa de gas comienza a brillar bajo la influencia de la energía emitida por la estrella. Esta etapa recibió su nombre debido al hecho de que las burbujas de gas luminosas en esta capa a menudo parecen discos alrededor de planetas. Pero en realidad no tienen nada que ver con los planetas. El ciclo de vida de las estrellas para niños puede no incluir todos los detalles científicos. Sólo se pueden describir las principales fases de la evolución de los cuerpos celestes.

Cúmulos de estrellas

A los astrónomos les encanta explorar. Existe la hipótesis de que todas las luminarias nacen en grupos y no individualmente. Dado que las estrellas que pertenecen a un mismo cúmulo tienen propiedades similares, las diferencias entre ellas son ciertas y no se deben a la distancia a la Tierra. Cualquier cambio que ocurra en estas estrellas, se origina al mismo tiempo y en igualdad de condiciones. Especialmente se puede obtener mucho conocimiento estudiando la dependencia de sus propiedades de la masa. Después de todo, la edad de las estrellas en los cúmulos y su distancia a la Tierra son aproximadamente iguales, por lo que difieren sólo en este indicador. Los cúmulos serán de interés no sólo para los astrónomos profesionales: todos los aficionados estarán encantados de realizarlos. hermosa foto, admíralos exclusivamente hermosa vista en el planetario.

Nuestro Sol ha estado brillando durante más de 4.500 millones de años. Al mismo tiempo, consume constantemente hidrógeno. Está absolutamente claro que, por muy grandes que sean sus reservas, algún día se agotarán. ¿Y qué pasará con la luminaria? Hay una respuesta a esta pregunta. El ciclo de vida de una estrella se puede estudiar a partir de otras formaciones cósmicas similares. Después de todo, hay verdaderos patriarcas en el espacio, cuya edad es de 9 a 10 mil millones de años. Y hay estrellas muy jóvenes. No tienen más que varias decenas de millones de años.

En consecuencia, observando el estado de las distintas estrellas que están “sembradas” en el Universo, se puede comprender cómo se comportan a lo largo del tiempo. Aquí podemos hacer una analogía con un observador extraterrestre. Voló a la Tierra y comenzó a estudiar a las personas: niños, adultos, ancianos. Así, en muy poco tiempo, comprendió qué cambios les suceden a las personas a lo largo de la vida.

El Sol es actualmente una enana amarilla - 1
Pasarán miles de millones de años y se convertirá en una gigante roja - 2
Y luego se convertirá en una enana blanca - 3

Por lo tanto, podemos decir con toda seguridad que cuando se agoten las reservas de hidrógeno en la parte central del Sol, la reacción termonuclear no se detendrá. La zona donde continuará este proceso comenzará a desplazarse hacia la superficie de nuestra estrella. Pero al mismo tiempo, las fuerzas gravitacionales ya no podrán influir en la presión que se genera como resultado de la reacción termonuclear.

Como consecuencia, la estrella comenzará a crecer en tamaño y gradualmente se convertirá en una gigante roja. Este es un objeto espacial de una etapa tardía de evolución. Pero también ocurre en una etapa temprana durante la formación estelar. Sólo en el segundo caso la gigante roja se encoge y se convierte en estrella de secuencia principal. Es decir, aquel en el que tiene lugar la reacción de síntesis de helio a partir de hidrógeno. En una palabra, donde comienza el ciclo de vida de una estrella es donde termina.

Nuestro Sol aumentará tanto de tamaño que engullirá a los planetas cercanos. Estos son Mercurio, Venus y la Tierra. Pero no tengas miedo. La estrella comenzará a morir dentro de unos miles de millones de años. Durante este tiempo, cambiarán docenas y tal vez cientos de civilizaciones. Una persona tomará un palo más de una vez y, después de miles de años, volverá a sentarse frente a una computadora. Ésta es la ciclicidad habitual en la que se basa todo el Universo.

Pero convertirse en una gigante roja no significa el fin. La reacción termonuclear será lanzada al espacio. Concha exterior. Y en el centro quedará un núcleo de helio privado de energía. Bajo la influencia de las fuerzas gravitacionales, se comprimirá y, en última instancia, se convertirá en una formación cósmica extremadamente densa y de gran masa. Estos restos de estrellas extintas y que se enfrían lentamente se denominan enanas blancas.

Nuestra enana blanca tendrá un radio 100 veces menor que el radio del Sol y su luminosidad disminuirá 10 mil veces. En este caso, la masa será comparable a la solar actual y la densidad será un millón de veces mayor. Hay muchas enanas blancas de este tipo en nuestra galaxia. Su número es el 10% del número total de estrellas.

Cabe señalar que las enanas blancas son el hidrógeno y el helio. Pero no nos adentraremos en la naturaleza, solo notaremos que cuando fuerte compresión Puede ocurrir un colapso gravitacional. Y esto está plagado de una explosión colosal. En este caso se observa una explosión de supernova. El término "supernova" no describe la edad, sino el brillo del destello. Es solo que la enana blanca no fue visible durante mucho tiempo en el abismo cósmico, y de repente apareció un resplandor brillante.

La mayor parte de las supernovas que explotan se dispersan por el espacio a una velocidad tremenda. Y la parte central restante se comprime en una formación aún más densa y se llama estrella neutrón. Es el producto final de la evolución estelar. Su masa es comparable a la del sol y su radio alcanza sólo unas pocas decenas de kilómetros. un cubo Una estrella de neutrones de cm puede pesar millones de toneladas. Hay bastantes formaciones de este tipo en el espacio. Su número es aproximadamente mil veces menor que el de los soles ordinarios que adornan el cielo nocturno de la Tierra.

Hay que decir que el ciclo de vida de una estrella está directamente relacionado con su masa. Si coincide con la masa de nuestro Sol o es menor que ella, entonces aparece una enana blanca al final de su vida. Sin embargo, hay luminarias que son decenas y cientos de veces más grandes que el Sol.

Cuando estos gigantes se encogen a medida que envejecen, distorsionan tanto el espacio y el tiempo que en lugar de una enana blanca aparece una enana blanca. agujero negro. Su atracción gravitacional es tan fuerte que ni siquiera aquellos objetos que se mueven a la velocidad de la luz pueden vencerla. Las dimensiones del agujero se caracterizan por radio gravitacional. Este es el radio de la esfera delimitada por horizonte de sucesos. Representa un límite espacio-temporal. Cualquier cuerpo cósmico, habiéndolo superado, desaparece para siempre y nunca regresa.

Existen muchas teorías sobre los agujeros negros. Todos ellos se basan en la teoría de la gravedad, ya que la gravedad es una de las fuerzas más importantes del Universo. Y su principal cualidad es versatilidad. Al menos, hoy no se ha descubierto ni un solo objeto espacial que carezca de interacción gravitacional.

Se supone que a través de un agujero negro se puede llegar a un mundo paralelo. Es decir, es un canal hacia otra dimensión. Todo es posible, pero cualquier afirmación requiere evidencia práctica. Sin embargo, ningún mortal ha podido realizar todavía un experimento de este tipo.

Por tanto, el ciclo de vida de una estrella consta de varias etapas. En cada uno de ellos, la luminaria aparece en una determinada capacidad, radicalmente diferente a las anteriores y futuras. Aquí es donde reside la singularidad y el misterio. espacio exterior. Al conocerlo, involuntariamente comienzas a pensar que una persona también pasa por varias etapas en su desarrollo. Y el caparazón en el que existimos ahora es sólo una etapa de transición hacia algún otro estado. Pero esta conclusión requiere nuevamente una confirmación práctica..

La vida útil de las estrellas consta de varias etapas, a través de las cuales, durante millones y miles de millones de años, las luminarias se esfuerzan constantemente hacia el final inevitable, convirtiéndose en llamaradas brillantes o sombríos agujeros negros.

La vida de una estrella de cualquier tipo es un proceso increíblemente largo y complejo, acompañado de fenómenos a escala cósmica. Su versatilidad es simplemente imposible de rastrear y estudiar por completo, incluso utilizando todo el arsenal. ciencia moderna. Pero a partir del conocimiento único acumulado y procesado durante todo el período de existencia de la astronomía terrestre, tenemos a nuestra disposición capas enteras de la información más valiosa. Esto permite vincular la secuencia de episodios del ciclo de vida de las luminarias en teorías relativamente coherentes y modelar su desarrollo. ¿Cuáles son estas etapas?

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Episodio I. Protoestrellas

El camino de la vida de las estrellas, como el de todos los objetos del macrocosmos y del microcosmos, comienza con el nacimiento. Este evento se origina en la formación de una nube increíblemente enorme, dentro de la cual aparecen las primeras moléculas, por eso la formación se llama molecular. A veces se utiliza otro término que revela directamente la esencia del proceso: la cuna de las estrellas.

Sólo cuando en una nube así, debido a circunstancias insuperables, se produce una compresión extremadamente rápida de sus partículas que tienen masa, es decir, un colapso gravitacional, comienza a formarse una futura estrella. La razón de esto es un aumento de energía gravitacional, parte de la cual comprime las moléculas de gas y calienta la nube madre. Luego, la transparencia de la formación comienza a desaparecer gradualmente, lo que contribuye a un calentamiento aún mayor y un aumento de presión en su centro. El episodio final de la fase protoestelar es la acumulación de materia que cae sobre el núcleo, durante la cual la estrella naciente crece y se hace visible después de que la presión de la luz emitida literalmente barre todo el polvo hacia las afueras.

¡Encuentra protoestrellas en la Nebulosa de Orión!

Este enorme panorama de la Nebulosa de Orión proviene de imágenes. Esta nebulosa es una de las cunas de estrellas más grandes y cercanas a nosotros. Intenta encontrar protoestrellas en esta nebulosa, ya que la resolución de este panorama te lo permite.

Episodio II. Estrellas jóvenes

Fomalhaut, imagen del catálogo DSS. Todavía hay un disco protoplanetario alrededor de esta estrella.

La siguiente etapa o ciclo de la vida de una estrella es el período de su infancia cósmica, que, a su vez, se divide en tres etapas: estrellas jóvenes de menor (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

Episodio III. El apogeo de la vida de una estrella.

El sol fotografiado en la línea H alfa. Nuestra estrella está en su mejor momento.

En la mitad de su vida, las luminarias cósmicas pueden tener una amplia variedad de colores, masas y dimensiones. La paleta de colores varía desde tonos azulados hasta rojos, y su masa puede ser significativamente menor que la masa solar o más de trescientas veces mayor. La secuencia principal del ciclo de vida de las estrellas dura unos diez mil millones de años. Después de lo cual el núcleo del cuerpo cósmico se queda sin hidrógeno. Este momento se considera la transición de la vida del objeto a la siguiente etapa. Debido al agotamiento de los recursos de hidrógeno en el núcleo, se detienen las reacciones termonucleares. Sin embargo, durante el período de nueva compresión de la estrella, comienza el colapso, lo que conduce a la aparición de reacciones termonucleares con la participación de helio. Este proceso estimula una expansión simplemente increíble de la estrella. Y ahora se la considera una gigante roja.

Episodio IV. El fin de la existencia de las estrellas y su muerte.

Las estrellas viejas, al igual que sus contrapartes jóvenes, se dividen en varios tipos: estrellas de baja masa, de tamaño mediano, supermasivas y. En cuanto a los objetos de pequeña masa, todavía es imposible decir exactamente qué procesos tienen lugar en las últimas etapas de su existencia. Todos estos fenómenos se describen hipotéticamente mediante simulaciones por computadora y no se basan en observaciones cuidadosas de los mismos. Después de la quema final de carbono y oxígeno, la envoltura atmosférica de la estrella aumenta y su componente gaseoso se pierde rápidamente. Al final de su camino evolutivo, las estrellas se comprimen muchas veces y su densidad, por el contrario, aumenta significativamente. Una estrella así se considera una enana blanca. A su fase de vida le sigue un período de supergigante roja. Lo último en el ciclo de vida de una estrella es su transformación, como resultado de una compresión muy fuerte, en una estrella de neutrones. Sin embargo, no todos los cuerpos cósmicos se vuelven así. Algunos, con mayor frecuencia los más grandes en parámetros (más de 20 a 30 masas solares), se convierten en agujeros negros como resultado del colapso.

Datos interesantes sobre los ciclos de vida de las estrellas.

Una de las informaciones más peculiares y destacables de la vida estelar en el espacio es que la gran mayoría de las luminarias del nuestro se encuentran en la etapa de enanas rojas. Estos objetos tienen una masa mucho menor que la del Sol.

También es bastante interesante que la atracción magnética de las estrellas de neutrones es miles de millones de veces mayor que la radiación similar de la estrella terrestre.

Efecto de la masa en una estrella.

Otro dato igualmente interesante es la duración de la existencia de los tipos de estrellas más grandes conocidos. Debido a que su masa puede ser cientos de veces mayor que la del Sol, su liberación de energía también es muchas veces mayor, a veces incluso millones de veces. En consecuencia, su esperanza de vida es mucho más corta. En algunos casos, su existencia dura sólo unos pocos millones de años, en comparación con los miles de millones de años de vida de las estrellas de baja masa.

Un dato interesante es también el contraste entre los agujeros negros y las enanas blancas. Es de destacar que los primeros surgen de las estrellas más gigantescas en términos de masa, y los segundos, por el contrario, de las más pequeñas.

Hay una gran cantidad de fenómenos únicos en el Universo de los que podemos hablar sin cesar, porque el espacio está muy poco estudiado y explorado. Todo el conocimiento humano sobre las estrellas y sus ciclos de vida que posee la ciencia moderna se deriva principalmente de observaciones y cálculos teóricos. Estos fenómenos y objetos poco estudiados constituyen la base para el trabajo constante de miles de investigadores y científicos: astrónomos, físicos, matemáticos y químicos. Gracias a su trabajo continuo, estos conocimientos se acumulan, complementan y modifican constantemente, volviéndose así más precisos, fiables y completos.

Como cualquier cuerpo en la naturaleza, las estrellas tampoco pueden permanecer sin cambios. Nacen, se desarrollan y finalmente “mueren”. La evolución de las estrellas tarda miles de millones de años, pero existe debate sobre el momento de su formación. Anteriormente, los astrónomos creían que el proceso de su "nacimiento" a partir del polvo de estrellas tardaba millones de años, pero no hace mucho se obtuvieron fotografías de la región del cielo de la Gran Nebulosa de Orión. A lo largo de varios años, una pequeña

Fotografías de 1947 mostraron un pequeño grupo de objetos parecidos a estrellas en este lugar. En 1954, algunos de ellos ya se habían vuelto oblongos y cinco años después estos objetos se dividieron en otros. Así, por primera vez, el proceso de nacimiento de una estrella tuvo lugar literalmente ante los ojos de los astrónomos.

Consideremos en detalle la estructura y evolución de las estrellas, donde comienza y termina su vida infinita, según los estándares humanos.

Tradicionalmente, los científicos suponen que las estrellas se forman como resultado de la condensación de nubes de gas y polvo. Bajo la influencia de las fuerzas gravitacionales, a partir de las nubes resultantes se forma una bola de gas opaca, de estructura densa. Su presión interna no puede equilibrar las fuerzas gravitacionales que lo comprimen. Poco a poco, la bola se contrae tanto que la temperatura del interior estelar aumenta y la presión del gas caliente dentro de la bola equilibra las fuerzas externas. Después de esto, la compresión se detiene. La duración de este proceso depende de la masa de la estrella y suele oscilar entre dos y varios cientos de millones de años.

La estructura de las estrellas implica temperaturas muy altas en sus núcleos, lo que contribuye a continuos procesos termonucleares (el hidrógeno que las forma se transforma en helio). Son estos procesos los que provocan una intensa radiación de las estrellas. El tiempo durante el cual consumen el suministro de hidrógeno disponible está determinado por su masa. La duración de la radiación también depende de esto.

Cuando se agotan las reservas de hidrógeno, la evolución de las estrellas se acerca a la etapa de formación, lo que sucede de la siguiente manera. Una vez que cesa la liberación de energía, las fuerzas gravitacionales comienzan a comprimir el núcleo. Al mismo tiempo, la estrella aumenta significativamente de tamaño. La luminosidad también aumenta a medida que continúa el proceso, pero sólo en una capa delgada en el límite del núcleo.

Este proceso va acompañado de un aumento de la temperatura del núcleo de helio que se contrae y la transformación de los núcleos de helio en núcleos de carbono.

Se predice que nuestro Sol podría convertirse en una gigante roja en ocho mil millones de años. Su radio aumentará varias decenas de veces y su luminosidad aumentará cientos de veces en comparación con los niveles actuales.

La vida útil de una estrella, como ya se señaló, depende de su masa. Los objetos con una masa inferior a la del Sol “agotan” sus reservas de forma muy económica, por lo que pueden brillar durante decenas de miles de millones de años.

La evolución de las estrellas termina con la formación, esto les sucede a aquellas cuya masa es cercana a la masa del Sol, es decir, no supera el 1,2 del mismo.

Las estrellas gigantes tienden a agotar rápidamente su suministro de combustible nuclear. Esto va acompañado de una importante pérdida de masa, en particular debido al desprendimiento de las capas exteriores. Como resultado, sólo queda una parte central que se enfría gradualmente, en la que las reacciones nucleares se han detenido por completo. Con el tiempo, estas estrellas dejan de emitir y se vuelven invisibles.

Pero a veces se altera la evolución y estructura normales de las estrellas. En la mayoría de los casos se trata de objetos masivos que han agotado todo tipo de combustible termonuclear. Luego se pueden convertir en neutrones, o Y cuanto más aprenden los científicos sobre estos objetos, más nuevas preguntas surgen.

Agencia Federal para la Educación

GOU VPO

Academia Estatal de Economía y Servicios de Ufa

Departamento de Física

PRUEBA

en la disciplina "Conceptos de las ciencias naturales modernas"

sobre el tema “Las estrellas y su evolución”

Completado por: Lavrinenko R. S.

grupo SZ-12

Comprobado por: Altaiskaya A.V.

Ufá-2010

Introducción…………………………………………………………………………………………...3

Etapas de la evolución estelar…………………………………………………………5

Características y composición química de las estrellas…………………………...11

Previsión de la evolución del Sol………………………………………………………………...20

Fuentes de energía térmica de las estrellas…………………………………………………………...21

Conclusión…………………………………………………………..............

Literatura…………………………………………………………………………

Introducción

En una noche clara y sin luna, se pueden ver a simple vista unas 3.000 estrellas sobre el horizonte. Y cada vez que miramos el cielo estrellado, nos preguntamos: ¿qué son las estrellas? Una mirada superficial encontrará similitudes entre estrellas y planetas. Después de todo, los planetas, cuando se observan a simple vista, son visibles como puntos luminosos de brillo variable. Sin embargo, ya varios miles de años antes que nosotros, los observadores atentos del cielo (pastores y agricultores, marineros y participantes en las travesías de caravanas) llegaron a la conclusión de que las estrellas y los planetas son fenómenos de diferente naturaleza. Los planetas, al igual que la Luna y el Sol, cambian de posición en el cielo, pasan de una constelación a otra y logran recorrer una distancia considerable en un año, mientras que las estrellas permanecen inmóviles unas respecto a otras. Incluso las personas muy mayores ven los contornos de las constelaciones exactamente igual que cuando eran niños.

Las estrellas no pueden pertenecer al sistema solar. Si estuvieran aproximadamente a la misma distancia que los planetas, sería imposible encontrar una explicación a su aparente inmovilidad. Es natural suponer que las estrellas también se mueven en el espacio, pero están lejos de nosotros y su movimiento aparente es insignificante. Se crea la ilusión de que las estrellas están inmóviles. Pero si las estrellas están tan distantes, entonces con un brillo aparente comparable al brillo aparente de los planetas, deberían estudiarse muchas veces más poderosamente que los planetas. Esta línea de razonamiento llevó a la idea de que las estrellas son cuerpos de naturaleza similar al Sol. Esta idea fue defendida por Giordano Bruno. Pero el problema finalmente se resolvió después de dos descubrimientos. El primero fue realizado por Halley en 1718. Mostró la convención del nombre tradicional “estrellas fijas”. Para aclarar la constante precesión, comparó los catálogos de estrellas contemporáneos con los antiguos y, sobre todo, con el catálogo de Hiparco (alrededor del 129 a. C.), el primer catálogo de estrellas que se menciona en documentos históricos, y con el catálogo del Almagesto 1 de Ptolomeo (138 d. C.). ). En el contexto de una imagen homogénea, el desplazamiento natural de todas las estrellas, Halley descubrió un hecho sorprendente: "Tres estrellas: ... o el Ojo de Tauro, Aldebarán, Sirio y Arcturus contradecían directamente esta regla". Así se descubrió el propio movimiento de las estrellas. Recibió su reconocimiento definitivo en los años 70 del siglo XVIII, después de que el astrónomo alemán Tobias Mayer y el astrónomo inglés Neville Maskelyne midieran los movimientos propios de decenas de estrellas. El segundo descubrimiento lo realizó en 1824 Joseph Fraunhofer, realizando las primeras observaciones de los espectros de las estrellas. Posteriormente, estudios detallados de los espectros de las estrellas llevaron a la conclusión de que las estrellas, como el Sol, están compuestas de gas con alta temperatura, y también que los espectros de todas las estrellas se pueden distribuir en varias clases y el espectro del Sol pertenece a una de estas clases. De esto se sigue que la luz de las estrellas es de la misma naturaleza que la luz del Sol.

El sol es una de las estrellas. Se trata de una estrella muy cercana a nosotros, con la que la Tierra está físicamente conectada y alrededor de la cual se mueve. Pero hay una gran cantidad de estrellas, tienen diferente brillo, diferentes colores, irradian una gran cantidad de energía al espacio y por lo tanto, al perder esta energía, no pueden evitar cambiar: deben pasar por algún tipo de camino evolutivo.

Etapas de la evolución de las estrellas.

Las estrellas son enormes sistemas de plasma en los que sus características físicas, estructura interna y composición química cambian con el tiempo. El tiempo de evolución estelar es muy largo y no es posible rastrear directamente la evolución de ninguna estrella en particular. Esto se compensa con el hecho de que cada una de las muchas estrellas del cielo pasa por alguna etapa de evolución. Al resumir las observaciones, es posible restaurar la dirección general de la evolución estelar (según el diagrama de Hertzsprung-Russell (Figura 1), se muestra mediante la secuencia principal y la desviación de ella hacia arriba y hacia abajo).

Figura 1. Diagrama de Hertzsprung-Russell

En el diagrama de Hertzsprung-Russell las estrellas están distribuidas de manera desigual. Alrededor del 90% de las estrellas se concentran en una estrecha franja que cruza el diagrama en diagonal. Esta banda se llama secuencia principal. Su extremo superior se encuentra en la región de las estrellas azules brillantes. La diferencia en la población de estrellas ubicadas en la secuencia principal y las regiones adyacentes a la secuencia principal es de varios órdenes de magnitud. La razón es que en la secuencia principal hay estrellas en la etapa de quema de hidrógeno, que constituye la mayor parte de la vida de la estrella. El sol está en la secuencia principal. Las siguientes regiones más pobladas después de la secuencia principal son las enanas blancas, las gigantes rojas y las supergigantes rojas. Las gigantes rojas y las supergigantes son principalmente estrellas en la etapa de quema de helio y núcleos más pesados.

La teoría moderna de la estructura y evolución de las estrellas explica el curso general del desarrollo estelar de acuerdo con los datos de observación.

Las principales fases en la evolución de una estrella son su nacimiento (formación estelar); un largo período de existencia (generalmente estable) de una estrella como un sistema integral en equilibrio hidrodinámico y térmico; y, finalmente, el período de su “muerte”, es decir un desequilibrio irreversible que conduce a la destrucción de una estrella o a su catastrófica contracción.

Según la hipótesis generalmente aceptada de la nube de gas y polvo, una estrella nace como resultado de la compresión gravitacional de una nube interestelar de gas y polvo. A medida que dicha nube se compacta, primero se forma una protoestrella, la temperatura en su centro aumenta constantemente hasta alcanzar el límite necesario para que la velocidad del movimiento térmico de las partículas supere el umbral, después del cual los protones pueden superar las fuerzas macroscópicas de electrostática mutua. repulsión y entrar en una reacción de fusión termonuclear.

Como resultado de una reacción de fusión termonuclear de varias etapas, cuatro protones forman finalmente un núcleo de helio (2 protones + 2 neutrones) y se libera toda una fuente de diversas partículas elementales. En el estado final, la masa total de las partículas resultantes es menor que la masa de los cuatro protones iniciales, lo que significa que se libera energía libre durante la reacción. Debido a esto, el núcleo interno de la estrella recién nacida se calienta rápidamente a temperaturas ultra altas y su exceso de energía comienza a salpicar hacia su superficie menos caliente, y hacia afuera. Al mismo tiempo, la presión en el centro de la estrella comienza a aumentar. Así, al "quemar" hidrógeno en el proceso de una reacción termonuclear, la estrella no permite que las fuerzas de atracción gravitacional se compriman a un estado superdenso, contrarrestando el colapso gravitacional con una presión térmica interna continuamente renovada, lo que da como resultado una estabilidad. equilibrio energético. Se dice que las estrellas que queman hidrógeno activamente se encuentran en la "fase primaria" de su ciclo de vida o evolución. La transformación de un elemento químico en otro dentro de una estrella se llama fusión nuclear o nucleosíntesis.

En particular, el Sol ha estado en la etapa activa de quema de hidrógeno en el proceso de nucleosíntesis activa durante aproximadamente 5 mil millones de años, y las reservas de hidrógeno en el núcleo para su continuación deberían ser suficientes para nuestra luminaria durante otros 5,5 mil millones de años. Cuanto más masiva es la estrella, mayor es el suministro de combustible de hidrógeno que tiene, pero para contrarrestar las fuerzas del colapso gravitacional debe quemar hidrógeno a una intensidad que supere la tasa de crecimiento de las reservas de hidrógeno a medida que aumenta la masa de la estrella. Para estrellas con una masa 15 veces mayor que la solar, el tiempo de existencia estable es de sólo unos 10 millones de años. Este es un tiempo extremadamente insignificante según los estándares cósmicos, porque el tiempo asignado a nuestro Sol es 3 órdenes de magnitud mayor: unos 10 mil millones de años.

Tarde o temprano, cualquier estrella consumirá todo el hidrógeno apto para la combustión en su horno termonuclear. También depende de la masa de la estrella. El sol (y todas las estrellas que no superan su masa en más de ocho veces) acaban con mi vida de una manera muy banal. A medida que se agotan las reservas de hidrógeno en las entrañas de la estrella, las fuerzas de compresión gravitacional, que han estado esperando pacientemente esta hora desde el momento mismo del nacimiento de la estrella, comienzan a tomar ventaja, y bajo su influencia. la estrella comienza a encogerse y volverse más densa. Este proceso tiene un doble efecto: la temperatura en las capas inmediatamente alrededor del núcleo de la estrella aumenta hasta un nivel en el que el hidrógeno contenido allí sufre una fusión termonuclear para formar helio. Al mismo tiempo, la temperatura en el núcleo mismo, que ahora consiste casi exclusivamente en helio, aumenta tanto que el helio mismo, una especie de "ceniza" de la reacción de nucleosíntesis primaria que se desvanece, entra en una nueva reacción de fusión termonuclear: de tres núcleos de helio se forma un núcleo de carbono. Este proceso de reacción de fusión termonuclear secundaria, para el que los productos de la reacción primaria sirven como combustible, es uno de los momentos clave en el ciclo de vida de las estrellas.

Durante la combustión secundaria de helio en el núcleo de la estrella, se libera tanta energía que la estrella literalmente comienza a inflarse. En particular, la capa del Sol en esta etapa de la vida se expandirá más allá de la órbita de Venus. En este caso, la energía total de la radiación de la estrella permanece aproximadamente al mismo nivel que durante la fase principal de su vida, pero como esta energía ahora se emite a través de una superficie mucho mayor, la capa exterior de la estrella se enfría hasta el parte roja del espectro. La estrella se convierte en una gigante roja.

Para las estrellas de clase solar, una vez agotado el combustible que alimenta la reacción de nucleosíntesis secundaria, comienza de nuevo la etapa de colapso gravitacional, esta vez definitiva. La temperatura dentro del núcleo ya no puede aumentar al nivel necesario para iniciar el siguiente nivel de reacción termonuclear. Por lo tanto, la estrella se contrae hasta que las fuerzas de atracción gravitacional se equilibran con la siguiente barrera de fuerza. Su papel lo desempeña la presión del gas de electrones degenerado. Los electrones, que hasta esta etapa desempeñaban el papel de extras desempleados en la evolución de la estrella, no participando en las reacciones de fusión nuclear y moviéndose libremente entre los núcleos en el proceso de fusión, en una determinada etapa de compresión se encuentran privados de "espacio vital". y comenzar a "resistir" una mayor compresión gravitacional de la estrella. La condición de la estrella se estabiliza y se convierte en una enana blanca degenerada, que irradiará calor residual al espacio hasta que se enfríe por completo.

Las estrellas más masivas que el Sol se enfrentan a un final mucho más espectacular. Después de la combustión del helio, su masa durante la compresión resulta suficiente para calentar el núcleo y la cubierta a las temperaturas necesarias para iniciar las siguientes reacciones de nucleosíntesis (carbono, luego silicio, magnesio) y así sucesivamente, a medida que aumentan las masas nucleares. Además, con el inicio de cada nueva reacción en el núcleo de la estrella, la anterior continúa en su capa. De hecho, todos los elementos químicos, incluido el hierro, que componen el Universo, se formaron precisamente como resultado de la nucleosíntesis en las profundidades de estrellas moribundas de este tipo. Pero el hierro es el límite; no puede servir como combustible para reacciones de fusión o desintegración nuclear a cualquier temperatura o presión, ya que tanto su desintegración como la adición de nucleones adicionales requieren una afluencia de energía externa. Como resultado, una estrella masiva acumula gradualmente un núcleo de hierro en su interior, que no puede servir como combustible para futuras reacciones nucleares.

Una vez que la temperatura y la presión dentro del núcleo alcanzan un cierto nivel, los electrones comienzan a interactuar con los protones de los núcleos de hierro, dando como resultado la formación de neutrones. Y en un período de tiempo muy corto (algunos teóricos creen que esto es cuestión de segundos), los electrones libres a lo largo de la evolución anterior de la estrella literalmente se disuelven en los protones de los núcleos de hierro. Toda la materia en el núcleo de la estrella se convierte en un haz continuo de neutrones y comienza a comprimirse rápidamente en un colapso gravitacional, ya que la presión contraria del gas de electrones degenerado cae a cero. La capa exterior de la estrella, de debajo de la cual ha sido arrancado todo soporte, se colapsa hacia el centro. La energía de la colisión de la capa exterior colapsada con el núcleo de neutrones es tan alta que rebota a una velocidad tremenda y se dispersa en todas direcciones desde el núcleo, y la estrella literalmente explota en un destello cegador de supernova. En cuestión de segundos, una explosión de supernova puede liberar más energía al espacio que todas las estrellas de la galaxia juntas durante el mismo tiempo.

Después de una explosión de supernova y la expansión de la capa, en estrellas con una masa de aproximadamente 10 a 30 masas solares, el colapso gravitacional en curso conduce a la formación de una estrella de neutrones, cuya materia se comprime hasta que comienza la presión de los neutrones degenerados. para hacerse sentir. En otras palabras, ahora los neutrones (al igual que antes los electrones) comienzan a resistir una mayor compresión, exigiendo espacio habitable. Esto suele ocurrir cuando la estrella alcanza un tamaño de unos 15 km de diámetro. El resultado es una estrella de neutrones que gira rápidamente y emite pulsos electromagnéticos a la frecuencia de su rotación; Estas estrellas se llaman púlsares. Finalmente, si la masa del núcleo de la estrella supera las 30 masas solares, nada podrá detener su mayor colapso gravitacional y se formará un agujero negro como resultado de la explosión de una supernova.

De los glóbulos surgen estrellas, recuerda que todo estrellas emitir y su la radiación tiene... entonces el periodo de revolución de ambos estrellas relativamente su el centro de gravedad general es igual a... las últimas etapas de su evolución perder estabilidad. Semejante estrellas Podría explotar como...