¿De qué parámetro depende el camino evolutivo de una estrella? El proceso de estudio y el esquema de la evolución de las estrellas. En lo profundo de las entrañas de una región cada vez más pequeña comienza la evolución de las estrellas

Si se acumula suficiente materia en algún lugar del Universo, se reduce a un bulto denso, en el que comienza una reacción termonuclear. Así se iluminan las estrellas. El primero estalló en la oscuridad del joven Universo hace 13,7 mil millones (13,7 * 10 9) años, y nuestro Sol, hace solo unos 4,5 mil millones de años. La vida de una estrella y los procesos que ocurren al final de este período dependen de la masa de la estrella.

Mientras la reacción termonuclear de convertir hidrógeno en helio continúe en la estrella, estará en la secuencia principal. El tiempo que una estrella pasa en la secuencia principal depende de la masa: las más grandes y pesadas alcanzan rápidamente la etapa de gigante roja y luego abandonan la secuencia principal como resultado de una explosión de supernova o la formación de una enana blanca.

El destino de los gigantes.

Las estrellas más grandes y masivas se queman rápidamente y explotan en supernovas. Después de la explosión de una supernova, queda una estrella de neutrones o un agujero negro, y alrededor de ellos hay materia expulsada por la colosal energía de la explosión, que luego se convierte en material para nuevas estrellas. De nuestros vecinos estelares más cercanos, tal destino espera, por ejemplo, Betelgeuse, pero cuando explota, es imposible de calcular.

Una nebulosa formada por la eyección de materia de una explosión de supernova. En el centro de la nebulosa hay una estrella de neutrones.

La estrella de neutrones es un fenómeno físico terrible. El núcleo de una estrella en explosión se comprime, al igual que el gas en un motor de combustión interna, solo que en uno muy grande y eficiente: una bola con un diámetro de cientos de miles de kilómetros se convierte en una bola de 10 a 20 kilómetros de diámetro. . La fuerza de compresión es tan grande que los electrones caen sobre los núcleos atómicos, formando neutrones, de ahí el nombre.

NASA Estrella de neutrones (visión del artista)

La densidad de la materia bajo tal compresión aumenta en alrededor de 15 órdenes de magnitud, y la temperatura sube hasta los inimaginables 10 12 K en el centro de la estrella de neutrones y 1 000 000 K en la periferia. Parte de esta energía se emite en forma de radiación de fotones y parte se la llevan los neutrinos que se forman en el núcleo de la estrella de neutrones. Pero incluso debido al enfriamiento muy efectivo de los neutrinos, una estrella de neutrones se enfría muy lentamente: se necesitan 10 16 o incluso 10 22 años para agotar completamente la energía. Es difícil decir qué quedará en el lugar de una estrella de neutrones enfriada, pero es imposible observarlo: el mundo es demasiado joven para esto. Existe la suposición de que se forma nuevamente un agujero negro en el lugar de una estrella enfriada.

Los agujeros negros son creados por el colapso gravitatorio de objetos muy masivos, como las explosiones de supernovas. Quizás en billones de años, las estrellas de neutrones enfriadas se convertirán en agujeros negros.

El destino de las estrellas de mediana escala

Otras estrellas menos masivas permanecen en la secuencia principal más tiempo que las más grandes, pero cuando la dejan, mueren mucho más rápido que sus parientes de neutrones. Más del 99% de las estrellas del Universo nunca explotarán y no se convertirán ni en agujeros negros ni en estrellas de neutrones: sus núcleos son demasiado pequeños para tales dramas cósmicos. En cambio, las estrellas de masa media se convierten en gigantes rojas al final de sus vidas, que, dependiendo de la masa, se convierten en enanas blancas, explotan, se disipan por completo o se convierten en estrellas de neutrones.

Las enanas blancas ahora constituyen del 3 al 10% de la población estelar del universo. Su temperatura es muy alta -más de 20.000 K, más del triple de la temperatura de la superficie del Sol- pero aún menor que la de las estrellas de neutrones, y debido a la menor temperatura y área más grande las enanas blancas se enfrían más rápido - en 10 14 - 10 15 años. Esto significa que en los próximos 10 billones de años, cuando el universo sea mil veces más antiguo que ahora, aparecerán en el universo nuevo tipo objeto: enana negra, producto de enfriamiento de una enana blanca.

Hasta el momento, no hay enanas negras en el espacio. Incluso las estrellas más antiguas que se están enfriando hasta la fecha han perdido un máximo del 0,2 % de su energía; para una enana blanca con una temperatura de 20 000 K, esto significa que se enfría a 19 960 K.

para los más pequeños

Se sabe aún menos sobre lo que sucede cuando las estrellas más pequeñas, como nuestra vecina más cercana, la enana roja Proxima Centauri, se enfrían que sobre las supernovas y las enanas negras. La fusión termonuclear en sus núcleos es lenta, y permanecen en la secuencia principal más tiempo que los demás, según algunos cálculos, hasta 10 12 años, y después de eso, presumiblemente, continuarán sus vidas como enanas blancas, es decir, brillará durante otros 10 14 - 10 15 años antes de la transformación en una enana negra.

Fusión termonuclear en el interior de las estrellas

En este momento, para las estrellas con una masa superior a 0,8 masas solares, el núcleo se vuelve transparente a la radiación y prevalecerá la transferencia de energía radiativa en el núcleo, mientras que la capa en la parte superior permanece convectiva. Nadie sabe con certeza qué tipo de estrellas de menor masa llegan a la secuencia principal, ya que el tiempo que estas estrellas pasan en la categoría de jóvenes supera la edad del Universo. Todas nuestras ideas sobre la evolución de estas estrellas se basan en cálculos numéricos.

A medida que la estrella se encoge, la presión del gas de electrones degenerados comienza a aumentar y, en algún radio de la estrella, esta presión detiene el aumento de la temperatura central y luego comienza a disminuirla. Y para estrellas de menos de 0,08, esto resulta fatal: la energía liberada durante reacciones nucleares nunca lo suficiente para cubrir el costo de la radiación. Estas estrellas inferiores se denominan enanas marrones, y su destino es una contracción constante hasta que la presión del gas degenerado las detiene, y luego un enfriamiento gradual con el fin de todas las reacciones nucleares.

Estrellas jóvenes de masa intermedia

Las estrellas jóvenes de masa intermedia (de 2 a 8 masas solares) evolucionan cualitativamente exactamente igual que sus hermanas menores, con la excepción de que no tienen zonas convectivas hasta la secuencia principal.

Los objetos de este tipo están asociados con los llamados. Las estrellas Ae\Be Herbit son variables irregulares de tipo espectral B-F5. También tienen discos de jet bipolares. La velocidad de escape, la luminosidad y la temperatura efectiva son sustancialmente mayores que para τ Tauro, por lo que efectivamente calientan y dispersan los restos de la nube protoestelar.

Estrellas jóvenes con una masa superior a 8 masas solares

De hecho, estas ya son estrellas normales. Mientras se acumulaba la masa del núcleo hidrostático, la estrella logró saltarse todas las etapas intermedias y calentar las reacciones nucleares hasta tal punto que compensan las pérdidas por radiación. Para estas estrellas, la salida de masa y luminosidad es tan alta que no solo detiene el colapso de las regiones exteriores restantes, sino que las empuja hacia atrás. Por lo tanto, la masa de la estrella formada es notablemente menos masa nube protoestelar. Lo más probable es que esto explique la ausencia en nuestra galaxia de estrellas de más de 100-200 masas solares.

ciclo medio de vida de una estrella

Entre las estrellas formadas hay una gran variedad de colores y tamaños. Varían en tipo espectral desde azules cálidos hasta rojos fríos, y en masa desde 0,08 hasta más de 200 masas solares. La luminosidad y el color de una estrella depende de la temperatura de su superficie, la cual, a su vez, está determinada por su masa. Todo, nuevas estrellas "toman su lugar" en la secuencia principal según su composición química y masa No estamos hablando del movimiento físico de la estrella, solo de su posición en el diagrama indicado, que depende de los parámetros de la estrella. Es decir, estamos hablando, de hecho, solo de cambiar los parámetros de la estrella.

Lo que sucede a continuación depende nuevamente de la masa de la estrella.

Años posteriores y la muerte de las estrellas.

Viejas estrellas con poca masa

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

Algunas estrellas solo pueden fusionar helio en ciertas regiones activas, lo que provoca inestabilidad y fuertes vientos solares. En este caso, no se produce la formación de una nebulosa planetaria, y la estrella solo se evapora, haciéndose incluso más pequeña que una enana marrón.

Pero una estrella con una masa de menos de 0,5 masa solar nunca podrá sintetizar helio incluso después de que cesen las reacciones que involucran hidrógeno en el núcleo. Su capa estelar no tiene la masa suficiente para superar la presión producida por el núcleo. Tales estrellas incluyen enanas rojas (como Próxima Centauri), cuya secuencia principal de vida es de cientos de miles de millones de años. Después de la terminación de las reacciones termonucleares en su núcleo, al enfriarse gradualmente, continuarán irradiando débilmente en los rangos infrarrojo y de microondas del espectro electromagnético.

estrellas de tamaño mediano

Cuando una estrella alcanza un tamaño promedio (de 0,4 a 3,4 masas solares) de la fase de gigante roja, sus capas externas continúan expandiéndose, el núcleo se contrae y comienzan las reacciones de síntesis de carbono a partir del helio. La fusión libera mucha energía, lo que le da a la estrella un respiro temporal. Para una estrella de tamaño similar al Sol, este proceso puede llevar alrededor de mil millones de años.

Los cambios en la cantidad de energía emitida hacen que la estrella pase por períodos de inestabilidad, incluidos cambios en el tamaño, la temperatura de la superficie y la liberación de energía. La liberación de energía se desplaza hacia la radiación de baja frecuencia. Todo esto va acompañado de una creciente pérdida de masa debido a los fuertes vientos solares ya las intensas pulsaciones. Las estrellas en esta fase se llaman estrellas de tipo tardío, estrellas OH-IR o estrellas tipo Mira, dependiendo de sus características exactas. El gas expulsado es relativamente rico en elementos pesados ​​producidos en el interior de la estrella, como el oxígeno y el carbono. El gas forma una capa en expansión y se enfría a medida que se aleja de la estrella, haciendo educación posible partículas y moléculas de polvo. Con una fuerte radiación infrarroja de la estrella central en tales capas, condiciones ideales para activar los másers.

Las reacciones de combustión del helio son muy sensibles a la temperatura. A veces esto conduce a una gran inestabilidad. Se producen pulsaciones violentas, que eventualmente imparten suficiente energía cinética a las capas exteriores para ser expulsadas y convertirse en una nebulosa planetaria. En el centro de la nebulosa, queda el núcleo de la estrella, que, al enfriarse, se convierte en una enana blanca de helio, por regla general, con una masa de hasta 0,5-0,6 solar y un diámetro del orden del diámetro de la tierra.

enanas blancas

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

En estrellas más masivas que el Sol, la presión de los electrones degenerados no puede contener la compresión del núcleo, y continúa hasta que la mayoría de las partículas se convierten en neutrones, tan densamente empaquetados que el tamaño de la estrella se mide en kilómetros, y 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 las capas exteriores de la estrella, con una masa superior a cinco masas solares, se hayan dispersado para formar una supergigante roja, el núcleo comienza a encogerse debido a las fuerzas gravitatorias. A medida que aumenta la compresión, aumentan la temperatura y la densidad, y comienza una nueva secuencia de reacciones termonucleares. En tales reacciones, se sintetizan elementos pesados, lo que frena temporalmente el colapso del núcleo.

En última instancia, a medida que se forman más y más elementos pesados ​​del sistema periódico, el hierro -56 se sintetiza a partir del silicio. Hasta este punto, la síntesis de elementos liberados un gran número de energía, sin embargo, es el núcleo de hierro -56 el que tiene el defecto de masa máxima y la formación de núcleos más pesados ​​es desfavorable. Por lo tanto, cuando el núcleo de hierro de una estrella alcanza cierto valor, la presión en él ya no es capaz de resistir la colosal fuerza de la gravedad, y se produce un colapso inmediato del núcleo con la neutronización de su materia.

Lo que sucede a continuación no está del todo claro. Pero sea lo que sea, en cuestión de segundos, conduce a la explosión de una supernova de una fuerza increíble.

El estallido de neutrinos que lo acompaña provoca una onda de choque. Fuertes chorros de neutrinos y un campo magnético giratorio expulsan la mayor parte del material acumulado por la estrella, los llamados elementos de asiento, incluidos el hierro y los elementos más ligeros. La materia en expansión es bombardeada por los neutrones que escapan del núcleo, capturándolos y creando así un conjunto de elementos más pesados ​​que el hierro, incluidos los radiactivos, hasta el uranio (y posiblemente incluso California). Así, las explosiones de supernovas explican la presencia de elementos más pesados ​​que el hierro en la materia interestelar.

La onda expansiva y los chorros de neutrinos transportan material lejos de la estrella moribunda hacia el espacio interestelar. Posteriormente, al moverse por el espacio, este material de supernova puede chocar con otros desechos espaciales y posiblemente participar en la formación de nuevas estrellas, planetas o satélites.

Los procesos que tienen lugar durante la formación de una supernova aún se están estudiando y, hasta el momento, este tema no está claro. También es cuestionable qué queda realmente de la estrella original. Sin embargo, se barajan dos opciones:

estrellas de neutrones

En algunas supernovas, se sabe que la fuerte gravedad en el interior de la supergigante hace que los electrones caigan en el núcleo atómico, donde se fusionan con protones para formar neutrones. Las fuerzas electromagnéticas que separan los núcleos cercanos desaparecen. El núcleo de la estrella es ahora una bola densa de núcleos atómicos y neutrones individuales.

Estas estrellas, conocidas como estrellas de neutrones, son extremadamente pequeñas, no más de Gran ciudad, y tienen una densidad inimaginablemente alta. Su período orbital se vuelve extremadamente corto a medida que disminuye el tamaño de la estrella (debido a la conservación del momento angular). Algunos hacen 600 revoluciones por segundo. Cuando el eje que conecta el norte y el sur polo magnético de esta estrella que gira rápidamente, apunta a la Tierra, es posible fijar un pulso de radiación que se repite a intervalos iguales al período de revolución de la estrella. Estas estrellas de neutrones se llamaron "púlsares" y se convirtieron en las primeras estrellas de neutrones descubiertas.

Agujeros negros

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

La existencia de agujeros negros fue predicha por la teoría general de la relatividad. Según la relatividad general, la materia y la información no pueden salir de un agujero negro bajo ninguna circunstancia. Sin embargo, la mecánica cuántica hace posibles las excepciones a esta regla.

Quedan varias preguntas abiertas. El principal de ellos: "¿Hay algún agujero negro?" De hecho, para decir con certeza que un objeto dado es un agujero negro, es necesario observar su horizonte de eventos. Todos los intentos de hacerlo terminaron en fracaso. Pero todavía hay esperanza, ya que algunos objetos no pueden explicarse sin la acreción, más aún, la acreción sobre un objeto sin una superficie sólida, pero la existencia misma de agujeros negros no prueba esto.

Las preguntas también están abiertas: ¿es posible que una estrella colapse directamente en un agujero negro, sin pasar por una supernova? ¿Hay supernovas que eventualmente se convertirán en agujeros negros? ¿Cuál es la influencia exacta de la masa inicial de una estrella en la formación de objetos al final de su ciclo vital?

Estudiando evolución estelar es imposible observar 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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✪ Estrellas y evolución estelar (dice el astrofísico Sergey Popov)

✪ Estrellas y evolución estelar (narrado por Sergey Popov e Ilgonis Vilks)

✪ Evolución estelar. La evolución del gigante azul en 3 minutos

✪ Surdin V.G. Evolución estelar parte 1

✪ S. A. Lamzin - "Evolución estelar"

subtítulos

Fusión termonuclear en el interior de las estrellas

jóvenes estrellas

El proceso de formación estelar se puede describir de manera unificada, 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 contracción gravitacional. Hasta que se establece el equilibrio hidrostático, la luminosidad de la estrella disminuye a una constante temperatura efectiva. En el diagrama de Hertzsprung-Russell, estas 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 contracción se detiene, lo que lleva a detener el aumento adicional de temperatura en el núcleo de la estrella causado por la contracción. 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 gravitatoria. 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 clase 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 Taurus, 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 estrellas normales, porque pasaron por todas las etapas intermedias y fueron capaces de lograr tal tasa de reacciones nucleares que compensaron la pérdida de energía por radiación, mientras se acumulaba masa para lograr el equilibrio hidrostático del núcleo. Para estas estrellas, la salida de masa y luminosidad es tan grande que no solo detienen el colapso gravitacional de las regiones exteriores que aún no se han convertido en parte de la estrella. nube molecular, sino, por el contrario, dispersarlos. 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 la edad del universo es de 13.700 millones de años, 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 gravitatoria 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 se lleva a cabo con más altas temperaturas y por lo tanto el flujo de energía del núcleo aumenta y, como resultado, las capas exteriores 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, queda 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, la fusión termonuclear exotérmica adicional se vuelve imposible, ya que el núcleo de hierro-56 tiene un defecto de masa máxima y la formación de núcleos más pesados ​​​​con liberación de energía es imposible. Por lo tanto, cuando el núcleo de hierro de una estrella alcanza cierto tamaño, la presión en él ya no es capaz de 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 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 Una salida posible sus formaciones, que, por ejemplo, muestran 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 “chatarra” espacial y, posiblemente, participar en la formación de nuevas estrellas, planetas o satélites.

Los procesos que tienen lugar durante la formación de una supernova aún se están estudiando y, hasta el momento, 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,

La vida de las estrellas consta de varias etapas, a través de las cuales, durante millones y miles de millones de años, las luminarias luchan constantemente por el final inevitable, convirtiéndose en destellos 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 completamente, incluso usando todo el arsenal. ciencia moderna. Pero sobre la base de ese conocimiento único acumulado y procesado durante todo el período de existencia de la astronomía terrestre, capas enteras de información valiosa se vuelven disponibles para nosotros. Esto hace posible conectar 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 todos los objetos del macrocosmos y microcosmos, comienza desde el nacimiento. Este evento se origina en la formación de una nube increíblemente grande, dentro de la cual aparecen las primeras moléculas, por lo que la formación se llama molecular. A veces se usa otro término que revela directamente la esencia del proceso: la cuna de las estrellas.

Solo cuando en tal nube, debido a circunstancias insuperables, se produce una compresión extremadamente rápida de sus partículas constituyentes con masa, es decir, un colapso gravitacional, la futura estrella comienza a formarse. La razón de esto es una oleada de energía gravitatoria, 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 la presión en su centro. El episodio final de la fase protoestelar es la acumulación de materia que cae sobre el núcleo, durante el cual la estrella naciente crece y se vuelve 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 se deriva 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. jóvenes estrellas

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: las jóvenes luminarias de la pequeña (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

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

Toma de sol en línea H alfa. Nuestra estrella está en su mejor momento.

En la mitad de su vida, los cuerpos cósmicos pueden tener una gran variedad de colores, masas y dimensiones. La paleta de colores varía de tonos azulados a rojos, y su masa puede ser mucho menor que la del sol, o superarla en más de trescientas veces. La secuencia principal del ciclo de vida de las estrellas dura unos diez mil millones de años. Después de eso, el hidrógeno termina en el núcleo del cuerpo cósmico. Este momento se considera la transición de la vida del objeto a la siguiente etapa. Debido al agotamiento de los recursos de hidrógeno en el núcleo, las reacciones termonucleares se detienen. Sin embargo, durante el período de compresión de la estrella recién iniciada, comienza un colapso, lo que conduce a la aparición de reacciones termonucleares ya con la participación de helio. Este proceso estimula la expansión de la estrella, que es simplemente increíble en escala. Y ahora se la considera una gigante roja.

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

Las luminarias antiguas, 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 con una masa pequeña, todavía es imposible decir exactamente qué procesos tienen lugar con ellos en las últimas etapas de existencia. Todos estos fenómenos se describen hipotéticamente mediante simulaciones por computadora y no se basan en observaciones cuidadosas de los mismos. Después del agotamiento final del carbono y el oxígeno, la capa atmosférica de la estrella se expande y su componente gaseoso se pierde rápidamente. Al final de su camino evolutivo, las luminarias se comprimen repetidamente, mientras que su densidad, por el contrario, aumenta significativamente. Tal estrella se considera una enana blanca. Luego, en su fase de vida, sigue el período de una supergigante roja. El 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 esos cuerpos cósmicos se vuelven tales. Algunos, la mayoría de las veces los más grandes en términos de parámetros (más de 20-30 masas solares), pasan a la categoría de agujeros negros como resultado del colapso.

Datos interesantes de los ciclos de vida de las estrellas.

Uno de los datos más peculiares y notables de la vida estelar del cosmos es que la gran mayoría de las luminarias del nuestro se encuentran en la etapa de enanas rojas. Tales objetos tienen una masa mucho menor que la del Sol.

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

Efecto de la masa en una estrella

Otro dato no menos entretenido es la duración de la existencia de los tipos de estrellas más grandes que se conocen. Debido al hecho de que su masa es capaz de ser cientos de veces mayor que la masa solar, su liberación de energía también es muchas veces mayor, a veces incluso millones de veces. En consecuencia, su vida útil es mucho más corta. En algunos casos, su existencia se ajusta a unos pocos millones de años, frente a los miles de millones de años de vida de las estrellas con una masa pequeña.

Un hecho interesante es también lo opuesto de los agujeros negros a las enanas blancas. Llama la atención que las primeras surgen de las estrellas más gigantescas en cuanto a masa, y las segundas, por el contrario, de las más pequeñas.

En el Universo hay una gran cantidad de fenómenos únicos de los que se puede hablar sin parar, porque el cosmos está muy poco estudiado y explorado. Todo el conocimiento humano sobre las estrellas y sus ciclos de vida, que tiene la ciencia moderna, se obtiene principalmente de observaciones y cálculos teóricos. Estos fenómenos y objetos poco estudiados dan lugar al trabajo constante de miles de investigadores y científicos: astrónomos, físicos, matemáticos, químicos. Gracias a su trabajo continuo, estos conocimientos se acumulan, complementan y modifican constantemente, haciéndose así más precisos, fiables y completos.

Contemplando el cielo despejado de la noche lejos de las luces de la ciudad, es fácil ver que el universo está lleno de estrellas. ¿Cómo logró la naturaleza crear una miríada de estos objetos? Después de todo, según las estimaciones, solo en la Vía Láctea hay alrededor de 100 mil millones de estrellas. Además, las estrellas todavía están naciendo hoy, 10-20 mil millones de años después de la formación del Universo. ¿Cómo se forman las estrellas? ¿Qué cambios sufre una estrella antes de alcanzar un estado estable, como nuestro Sol?

Desde el punto de vista de la física, una estrella es una bola de gas.

Desde el punto de vista de la física, es una bola de gas. El calor y la presión generados en las reacciones nucleares -principalmente en las reacciones de fusión de helio a partir de hidrógeno- evitan que la estrella colapse por su propia gravedad. La vida de este objeto relativamente simple sigue un escenario bien definido. Primero, una estrella nace de una nube difusa de gas interestelar, luego hay un largo día del juicio final. Pero eventualmente, cuando todo el combustible nuclear se agote, se convertirá en una enana blanca débilmente luminosa, una estrella de neutrones o un agujero negro.

Esta descripción puede dar la impresión de que un análisis detallado de la formación y las primeras etapas de la evolución estelar no debería causar dificultades significativas. Pero la interacción de la gravedad y la presión térmica hace que las estrellas se comporten de forma impredecible.
Consideremos, por ejemplo, la evolución de la luminosidad, es decir, el cambio en la cantidad de energía emitida por la superficie estelar por unidad de tiempo. La temperatura interna de una estrella joven es demasiado baja para la fusión de átomos de hidrógeno, por lo que su luminosidad debe ser relativamente baja. Puede aumentar cuando comienzan las reacciones nucleares, y solo entonces puede disminuir gradualmente. De hecho, una estrella muy joven es extremadamente brillante. Su luminosidad disminuye con la edad, alcanzando un mínimo temporal durante la combustión del hidrógeno.

En las primeras etapas de la evolución, tienen lugar varios procesos físicos en las estrellas.

En las primeras etapas de la evolución, tienen lugar en las estrellas una variedad de procesos físicos, algunos de los cuales aún no se comprenden bien. Solo en las últimas dos décadas los astrónomos comenzaron a construir una imagen detallada de la evolución de las estrellas sobre la base de los avances en la teoría y la observación.
Las estrellas nacen de grandes nubes invisibles ubicadas en los discos de las galaxias espirales. Los astrónomos llaman a estos objetos complejos moleculares gigantes. El término "molecular" refleja el hecho de que el gas en los complejos se compone principalmente de hidrógeno en forma molecular. Estas nubes son las formaciones más grandes de la Galaxia, alcanzando a veces más de 300 sv. años de ancho.

En un análisis más profundo de la evolución de la estrella

Un análisis más detallado revela que las estrellas se forman a partir de condensaciones individuales (zonas compactas) en una nube molecular gigante. Los astrónomos han estudiado las propiedades de las zonas compactas con grandes radiotelescopios, los únicos instrumentos capaces de detectar milimonubes tenues. De las observaciones de esta radiación se deduce que una zona compacta típica tiene un diámetro de varios meses luz, una densidad de 30 000 moléculas de hidrógeno por cm^ y una temperatura de 10 Kelvin.
Con base en estos valores, se concluyó que la presión del gas en las zonas compactas es tal que puede soportar la compresión bajo la acción de fuerzas autogravitatorias.

Por lo tanto, para que se forme una estrella, la zona compacta debe contraerse desde un estado inestable, de modo que las fuerzas gravitatorias superen la presión interna del gas.
Todavía no está claro cómo las zonas compactas se condensan a partir de la nube molecular inicial y adquieren un estado tan inestable. Sin embargo, incluso antes del descubrimiento de las zonas compactas, los astrofísicos tuvieron la oportunidad de simular el proceso de formación estelar. Ya en la década de 1960, los teóricos utilizaron simulaciones por computadora para determinar cómo se comprimen las nubes en un estado inestable.
Aunque para los cálculos teóricos se utilizó una amplia gama de condiciones iniciales, los resultados obtenidos coincidieron: para una nube demasiado inestable, la parte interna se contrae primero, es decir, la sustancia del centro se somete primero a caída libre, mientras que la periférica regiones se mantienen estables. Gradualmente, la región de compresión se expande hacia afuera, cubriendo toda la nube.

En lo profundo de las entrañas de una región cada vez más pequeña comienza la evolución de las estrellas

En lo profundo de las entrañas de la región cada vez más pequeña, comienza la formación de estrellas. El diámetro de una estrella es sólo un segundo luz, es decir, una millonésima parte del diámetro de la zona compacta. Para tamaños relativamente pequeños, el patrón general de compresión de la nube no es significativo, y el papel principal aquí lo juega la velocidad de la materia que cae sobre la estrella.

La velocidad de caída de la materia puede ser diferente, pero depende directamente de la temperatura de la nube. Cuanto mayor sea la temperatura, mayor será la velocidad. Los cálculos muestran que una masa igual a la masa del Sol puede acumularse en el centro de una zona compacta colapsada durante un período de 100 mil a 1 millón de años.Un cuerpo formado en el centro de una nube colapsada se llama protoestrella. Usando simulaciones por computadora, los astrónomos han desarrollado un modelo que describe la estructura de una protoestrella.
Resultó que el gas que cae golpea la superficie de la protoestrella a una velocidad muy alta. Por lo tanto, se forma un poderoso frente de choque (una transición brusca a una presión muy alta). Dentro del frente de choque, el gas se calienta hasta casi 1 millón de Kelvin, luego, durante la radiación cerca de la superficie, se enfría rápidamente a unos 10.000 K, formando una protoestrella capa por capa.

La presencia de un frente de choque explica el alto brillo de las estrellas jóvenes

La presencia de un frente de choque explica el alto brillo de las estrellas jóvenes. Si la masa de una protosis-estrella es igual a una masa solar, entonces su luminosidad puede exceder diez veces la solar. Pero no es causado por reacciones de fusión termonuclear, como en las estrellas ordinarias, sino por la energía cinética de la materia adquirida en el campo gravitatorio.
Las protoestrellas se pueden observar, pero no con telescopios ópticos convencionales.
Todo el gas interestelar, incluido el gas del que se forman las estrellas, contiene "polvo", una mezcla de partículas sólidas submicrónicas. La radiación del frente de choque encuentra en su camino un gran número de estas partículas que, junto con el gas, caen sobre la superficie de la protoestrella.
Las partículas de polvo frío absorben los fotones emitidos por el frente de choque y los vuelven a emitir con longitudes de onda más largas. Esta radiación de longitud de onda larga es a su vez absorbida y luego reemitida por polvo aún más distante. Por lo tanto, mientras un fotón se abre paso a través de nubes de polvo y gas, su longitud de onda está en el rango infrarrojo del espectro electromagnético. Pero ya a una distancia de varias horas luz de la protoestrella, la longitud de onda del fotón se vuelve demasiado grande, de modo que el polvo no puede absorberlo, y finalmente puede precipitarse sin obstáculos hacia los telescopios sensibles a la Tierra que son sensibles a la radiación infrarroja.
A pesar de las amplias capacidades de los detectores modernos, los astrónomos no pueden afirmar que los telescopios realmente registren la radiación de las protoestrellas. Aparentemente, están profundamente escondidos en las entrañas de las zonas compactas registradas en el rango de radio. La incertidumbre en el registro se debe al hecho de que los detectores no pueden distinguir una protoestrella de estrellas más viejas entremezcladas en gas y polvo.
Para una identificación confiable, un telescopio infrarrojo o de radio debe detectar un desplazamiento Doppler en las líneas de emisión espectral de una protoestrella. El desplazamiento Doppler mostraría el verdadero movimiento del gas que cae sobre su superficie.
Tan pronto como, como resultado de la caída de la materia, la masa de la protoestrella alcanza varias décimas de la masa del Sol, la temperatura en el centro se vuelve suficiente para el inicio de las reacciones de fusión termonuclear. Sin embargo, las reacciones termonucleares en las protoestrellas son fundamentalmente diferentes de las reacciones en las estrellas de mediana edad. La fuente de energía de tales estrellas son las reacciones de fusión termonuclear de helio a partir de hidrógeno.

El hidrógeno es el elemento químico más común en el universo.

El hidrógeno es el elemento químico más abundante en el universo. En el nacimiento del Universo (Big Bang), este elemento se formó en su forma habitual con un núcleo que consta de un protón. Pero dos de cada 100.000 núcleos son núcleos de deuterio, formados por un protón y un neutrón. Este isótopo de hidrógeno está presente en la era moderna en el gas interestelar desde donde ingresa a las estrellas.
Cabe señalar que esta escasa mezcla juega un papel dominante en la vida de las protoestrellas. La temperatura en sus profundidades es insuficiente para las reacciones del hidrógeno ordinario, que se producen a 10 millones de Kelvin. Pero como resultado de la compresión gravitacional, la temperatura en el centro de la protoestrella puede llegar fácilmente a 1 millón de Kelvin, cuando comienza la fusión de los núcleos de deuterio, momento en el que también se libera una energía colosal.

La opacidad de la materia protoestelar es demasiado grande

La opacidad de la materia protoestelar es demasiado grande para que esta energía se transmita por transferencia radiativa. Por lo tanto, la estrella se vuelve inestable por convección: las burbujas de gas calentadas por el "fuego nuclear" flotan hacia la superficie. Estos flujos ascendentes se equilibran con flujos de gas frío que descienden hacia el centro. Movimientos convectivos similares, pero en una escala mucho menor, tienen lugar en una habitación calentada con vapor. En una protoestrella, los vórtices convectivos transportan deuterio desde la superficie hacia su interior. Así, el combustible necesario para las reacciones termonucleares llega al núcleo de la estrella.
A pesar de la bajísima concentración de núcleos de deuterio, el calor liberado durante su fusión tiene un fuerte efecto sobre la protoestrella. La principal consecuencia de las reacciones de combustión del deuterio es el "hinchamiento" de la protoestrella. Debido a la eficiente transferencia de calor por convección como resultado de la "quema" de deuterio, la protoestrella aumenta de tamaño, lo que depende de su masa. Una protoestrella de una masa solar tiene un radio igual a cinco masas solares. Con una masa igual a tres solares, la protoestrella se hincha hasta un radio igual a 10 solares.
La masa de una zona compacta típica es mayor que la masa de su estrella generada. Por lo tanto, debe haber algún mecanismo que elimine el exceso de masa y detenga la caída de la materia. La mayoría de los astrónomos están convencidos de que un fuerte viento estelar es el responsable de esto, escapando de la superficie de la protoestrella. El viento estelar empuja el gas incidente hacia atrás y eventualmente dispersa la zona compacta.

idea de viento estelar

La "idea de un viento estelar" no se deriva de cálculos teóricos. Y a los teóricos asombrados se les dio evidencia de este fenómeno: observaciones de flujos de gas molecular moviéndose desde fuentes de radiación infrarroja. Estos flujos están asociados con el viento protoestelar. Su origen es uno de los misterios más profundos de las estrellas jóvenes.
Cuando la zona compacta se disipa, queda expuesto un objeto que se puede observar en el rango óptico: una estrella joven. Como una protoestrella, tiene una gran luminosidad que está más determinada por la gravedad que por la fusión. La presión en el interior de la estrella evita un colapso gravitatorio catastrófico. Sin embargo, el calor responsable de esta presión se irradia desde la superficie estelar, por lo que la estrella brilla con mucha intensidad y se contrae lentamente.
A medida que se contrae, su temperatura interna aumenta gradualmente y finalmente alcanza los 10 millones de Kelvin. Luego comienzan las reacciones de fusión de los núcleos de hidrógeno con la formación de helio. El calor liberado crea una presión que impide la compresión, y la estrella brillará durante mucho tiempo hasta que se agote el combustible nuclear en sus profundidades.
Nuestro Sol, una estrella típica, tardó unos 30 millones de años en encogerse del tamaño protoestelar al moderno. Gracias al calor liberado durante las reacciones termonucleares, ha conservado estas dimensiones durante unos 5.000 millones de años.
Así nacen las estrellas. Pero a pesar de los éxitos tan obvios de los científicos, que nos permitieron aprender uno de los muchos secretos del universo, aún no se comprenden por completo muchas más propiedades conocidas de las estrellas jóvenes. Esto se refiere a su variabilidad irregular, viento estelar colosal, destellos brillantes inesperados. Todavía no hay respuestas definitivas a estas preguntas. Pero estos problemas no resueltos deben verse como rupturas en una cadena cuyos eslabones principales ya han sido soldados. Y seremos capaces de cerrar esta cadena y completar la biografía de las jóvenes estrellas si encontramos la clave creada por la propia naturaleza. Y esta llave parpadea en el cielo despejado sobre nosotros.

Vídeo del nacimiento de una estrella: