Qué parámetros determinan la evolución de varias estrellas. La evolución de una estrella comienza en una nube molecular gigante, también llamada cuna estelar. Desde el punto de vista de la física, una estrella es una bola de gas.

25 estrellas más cercanas mV - magnitud visual; r es la distancia a la estrella, pc; L es la luminosidad (potencia de radiación) de la estrella, expresada en unidades de la luminosidad del Sol (3,86–1026

Tipos de estrellas En comparación con otras estrellas del Universo, el Sol es una estrella enana y pertenece a la categoría de estrellas normales, en cuyas profundidades el hidrógeno se convierte en helio. De una forma u otra, pero los tipos de estrellas describen aproximadamente el ciclo de vida de una por separado.

"MUNDO DE LA VIDA" (Lebenswelt) es uno de los conceptos centrales de la fenomenología tardía de Husserl, formulado por él como resultado de superar el estrecho horizonte de un método estrictamente fenomenológico al abordar los problemas de las conexiones mundiales de la conciencia. Tal inclusión de lo "global"

Ciclo de vida de un virus Cada virus ingresa a una célula de una manera única. Habiendo penetrado, primero debe quitarse la ropa exterior para exponer, al menos parcialmente, su ácido nucleico y empezar a copiarlo El trabajo del virus está bien organizado.

Evolución de estrellas de diferentes masas

Los astrónomos no pueden observar la vida de una estrella de principio a fin, porque incluso las estrellas de vida más corta existen durante millones de años, más que la vida de toda la humanidad. Cambio con el tiempo en las características físicas y composición química estrellas, es decir evolución estelar, los astrónomos estudian comparando las características de muchas estrellas en diferentes etapas de evolución.

Los patrones físicos que conectan las características observadas de las estrellas se reflejan en el diagrama de color-luminosidad - el diagrama de Hertzsprung-Russell, en el que las estrellas forman agrupaciones separadas - secuencias: la secuencia principal de estrellas, secuencias de supergigantes, gigantes brillantes y débiles, subgigantes , subenanas y enanas blancas.

Durante la mayor parte de su vida, cualquier estrella se encuentra en la llamada secuencia principal del diagrama de color-luminosidad. Todas las demás etapas de la evolución de una estrella antes de la formación de un remanente compacto no toman más del 10% de este tiempo. Es por eso que la mayoría de las estrellas observadas en nuestra Galaxia son enanas rojas modestas con la masa del Sol o menos. La secuencia principal incluye alrededor del 90% de todas las estrellas observadas.

La vida útil de una estrella y en qué se convierte al final camino de la vida, está completamente determinada por su masa. Las estrellas con una masa mayor que la masa del Sol viven mucho menos que el Sol, y el tiempo de vida de las estrellas más masivas es de solo millones de años. Para la gran mayoría de las estrellas, la vida útil es de unos 15 mil millones de años. Después de que la estrella agota sus fuentes de energía, comienza a enfriarse y encogerse. El producto final de la evolución de las estrellas son objetos masivos compactos, cuya densidad es muchas veces mayor que la de las estrellas ordinarias.

Las estrellas de diferentes masas terminan en uno de tres estados: enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros. Si la masa de la estrella es pequeña, entonces las fuerzas gravitatorias son relativamente débiles y la compresión de la estrella (colapso gravitatorio) se detiene. Entra en el estado estable de una enana blanca. Si la masa excede un valor crítico, la compresión continúa. A muy alta densidad, los electrones se combinan con protones para formar neutrones. Pronto, casi toda la estrella consiste solo de neutrones y tiene una densidad tan enorme que una enorme masa estelar se concentra en una bola muy pequeña con un radio de varios kilómetros y la compresión se detiene: se forma una estrella de neutrones. Si la masa de la estrella es tan grande que ni siquiera la formación de una estrella de neutrones detiene el colapso gravitacional, entonces la etapa final en la evolución de la estrella será un agujero negro.

Las estrellas, como saben, obtienen su energía de las reacciones de fusión termonuclear, y tarde o temprano cada estrella tiene un momento en que el combustible termonuclear llega a su fin. Cuanto mayor es la masa de una estrella, más rápido quema todo lo que puede y pasa a la etapa final de su existencia. Otros eventos pueden ir de acuerdo con diferentes escenarios, cuál, en primer lugar, depende nuevamente de la masa.
En el momento en que el hidrógeno en el centro de la estrella se "quema", se libera un núcleo de helio que se contrae y libera energía. En el futuro, las reacciones de combustión del helio y los elementos posteriores pueden comenzar en él (ver más abajo). Las capas exteriores aumentan muchas veces bajo la influencia del aumento de la presión proveniente del núcleo calentado, la estrella se convierte en una gigante roja.
Dependiendo de la masa de la estrella, en ella pueden tener lugar diferentes reacciones. Esto determina qué composición tendrá la estrella cuando la fusión se desvanezca.

enanas blancas

Para estrellas con masas de hasta 10 MC, el núcleo pesa menos de 1,5 MC. Después de completar las reacciones termonucleares, la presión de radiación se detiene y el núcleo comienza a encogerse bajo la influencia de la gravedad. Se comprime hasta que la presión del gas de electrones degenerados, debido al principio de Pauli, comienza a interferir. Las capas exteriores se desprenden y se disipan, formando una nebulosa planetaria. La primera nebulosa de este tipo fue descubierta por el astrónomo francés Charles Messier en 1764 y catalogada como M27.
Lo que salió del núcleo se llama enana blanca. Las enanas blancas tienen una densidad superior a 10 7 g/cm 3 y una temperatura superficial de unos 10 4 K. La luminosidad es de 2 a 4 órdenes de magnitud inferior a la del Sol. En ella no se produce fusión termonuclear, toda la energía que emite se acumuló antes, por lo que las enanas blancas se enfrían lentamente y dejan de ser visibles.
Una enana blanca todavía tiene la posibilidad de estar activa si es parte de una estrella binaria y atrae la masa de una compañera sobre sí misma (por ejemplo, la compañera se ha convertido en una gigante roja y ha llenado todo su lóbulo de Roche con su masa). En este caso, la síntesis de hidrógeno puede comenzar en el ciclo CNO utilizando el carbono contenido en la enana blanca, terminando con el desprendimiento de la capa exterior de hidrógeno (estrella "nueva"). O la masa de una enana blanca puede crecer tanto que su componente carbono-oxígeno se encenderá, una ola de combustión explosiva proveniente del centro. Como resultado, se forman elementos pesados ​​con la liberación de una gran cantidad de energía:

12 C + 16 O → 28 Si + 16,76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10,92 MeV

La luminosidad de la estrella aumenta considerablemente durante 2 semanas, luego disminuye rápidamente durante otras 2 semanas, después de lo cual continúa disminuyendo aproximadamente 2 veces en 50 días. La energía principal (alrededor del 90%) se emite en forma de cuantos gamma de la cadena de desintegración del isótopo de níquel.Este fenómeno se denomina supernova de tipo 1.
No hay enanas blancas con una masa de 1,5 o más masas solares. Esto se explica por el hecho de que para la existencia de una enana blanca, es necesario equilibrar la compresión gravitatoria con la presión del gas de electrones, pero esto sucede en masas no mayores a 1,4 MC, esta limitación se denomina límite de Chandrasekhar. El valor se puede obtener como una condición de igualdad de las fuerzas de presión con las fuerzas de contracción gravitatorias bajo el supuesto de que los momentos de los electrones están determinados por la relación de incertidumbre del volumen que ocupan y se mueven a una velocidad cercana a la de la luz.

estrellas de neutrones

En el caso de estrellas más masivas (> 10 MC), las cosas suceden un poco diferente La alta temperatura en el núcleo activa reacciones de absorción de energía, como la eliminación de protones, neutrones y partículas alfa de los núcleos, así como e- captura de electrones de alta energía que compensan la diferencia de masa de dos núcleos. La segunda reacción crea un exceso de neutrones en el núcleo. Ambas reacciones conducen a su enfriamiento y contracción general de la estrella. Cuando termina la energía de la fusión nuclear, la contracción se convierte en una caída casi libre del caparazón sobre el núcleo que se contrae. Esto acelera drásticamente la tasa de fusión en las capas exteriores que caen, lo que conduce a la emisión de una gran cantidad de energía en unos pocos minutos (comparable a la energía que emiten las estrellas de luz en toda su existencia).
Debido a la gran masa, el núcleo colapsado supera la presión del gas de electrones y se contrae aún más. En este caso, ocurren las reacciones p + e - → n + ν e, después de lo cual casi no hay electrones que interfieran con la compresión en el núcleo. La compresión ocurre a tamaños de 10 − 30 km, correspondientes a la densidad determinada por la presión del gas degenerado de neutrones. La materia que cae sobre el núcleo recibe la onda de choque reflejada por el núcleo de neutrones y parte de la energía liberada durante su compresión, lo que conduce a una rápida eyección. Concha exterior a los lados El objeto resultante se llama estrella de neutrones. La mayor parte (90%) de la energía liberada por contracción gravitacional, se lleva neutrinos en los primeros segundos después del colapso. El proceso anterior se llama explosión de supernova Tipo II. La energía de la explosión es tal que algunos de ellos son (raramente) visibles a simple vista incluso en tiempo de día. La primera supernova fue registrada por astrónomos chinos en el año 185 d.C. Actualmente, se registran varios cientos de brotes por año.
La estrella de neutrones resultante tiene una densidad ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm 3 . La conservación del momento angular durante la contracción de la estrella conduce a períodos de revolución muy cortos, generalmente en el rango de 1 a 1000 ms. Para estrellas ordinarias, tales periodos son imposibles, porque Su gravedad no podrá contrarrestar las fuerzas centrífugas de dicha rotación. Una estrella de neutrones tiene un campo magnético muy grande, alcanzando 10 12 -10 13 gauss en la superficie, lo que resulta en una fuerte radiación electromagnética. Un eje magnético que no coincide con el eje de rotación hace que una estrella de neutrones envíe pulsos de radiación periódicos (con un período de rotación) en una dirección determinada. Tal estrella se llama púlsar. Este hecho ayudó a su descubrimiento experimental y se está utilizando para el descubrimiento. Es mucho más difícil detectar una estrella de neutrones por métodos ópticos debido a su baja luminosidad. El período de revolución disminuye gradualmente debido a la transición de energía a radiación.
La capa exterior de una estrella de neutrones está compuesta de materia cristalina, principalmente hierro y sus elementos vecinos. La mayor parte del resto de la masa son neutrones, piones e hiperones pueden estar en el mismo centro. La densidad de la estrella aumenta hacia el centro y puede alcanzar valores muy superiores a la densidad de la materia nuclear. El comportamiento de la materia a tales densidades es poco conocido. Hay teorías sobre los quarks libres, que incluyen no solo la primera generación, en densidades tan extremas de materia hadrónica. Los estados superconductores y superfluidos de la materia de neutrones son posibles.
Hay 2 mecanismos para enfriar una estrella de neutrones. Uno de ellos es la emisión de fotones, como en todas partes. El segundo mecanismo es el neutrino. Prevalece mientras la temperatura central es superior a 10 8 K. Normalmente corresponde a una temperatura superficial superior a 10 6 K y tiene una duración de 10 5 −10 6 años. Hay varias formas de emitir neutrinos:

Agujeros negros

Si la masa de la estrella original superó las 30 masas solares, entonces el núcleo formado en la explosión de la supernova será más pesado que 3 M C . Con tal masa, la presión del gas de neutrones ya no puede contener la gravedad, y el núcleo no se detiene en la etapa de una estrella de neutrones, sino que continúa colapsando (sin embargo, las estrellas de neutrones descubiertas experimentalmente tienen masas de no más de 2 masas solares , no tres). Esta vez, nada evitará el colapso y se formará un agujero negro. Este objeto tiene una naturaleza puramente relativista y no puede explicarse sin GR. A pesar de que la materia, según la teoría, colapsó en un punto, una singularidad, un agujero negro tiene un radio distinto de cero, llamado radio de Schwarzschild:

R W \u003d 2GM / c 2.

El radio denota el límite del campo gravitacional de un agujero negro, que es insuperable incluso para los fotones, llamado horizonte de eventos. Por ejemplo, el radio de Schwarzschild del Sol es de solo 3 km. Fuera del horizonte de sucesos, el campo gravitatorio de un agujero negro es el mismo que el de un objeto ordinario de su masa. Un agujero negro solo puede observarse por efectos indirectos, ya que él mismo no irradia ninguna energía perceptible.
A pesar de que nada puede salir del horizonte de sucesos, un agujero negro aún puede generar radiación. En el vacío físico cuántico, los pares virtuales de partículas y antipartículas nacen y desaparecen constantemente. El campo gravitatorio más fuerte de un agujero negro puede interactuar con ellos antes de que desaparezcan y absorban la antipartícula. En el caso de que la energía total de la antipartícula virtual fuera negativa, el agujero negro pierde masa y la partícula restante se vuelve real y recibe la energía suficiente para salir volando del campo del agujero negro. Esta radiación se llama radiación de Hawking y tiene un espectro de cuerpo negro. Se le puede asignar una cierta temperatura:

La influencia de este proceso en la masa de la mayoría de los agujeros negros es insignificante en comparación con la energía que reciben incluso del CMB. La excepción son los agujeros negros microscópicos reliquia que podrían haberse formado en primeras etapas evolución del universo. Los tamaños pequeños aceleran el proceso de evaporación y ralentizan el proceso de ganancia de masa. Las últimas etapas de evaporación de tales agujeros negros deben terminar en una explosión. Nunca se han registrado explosiones que coincidan con la descripción.
La materia que cae en un agujero negro se calienta y se convierte en una fuente de rayos X, lo que sirve como un signo indirecto de la presencia de un agujero negro. Cuando la materia cae en un agujero negro gran momento momento, forma un disco de acreción giratorio a su alrededor, en el que las partículas pierden energía y momento angular antes de caer en el agujero negro. En el caso de un agujero negro supermasivo, hay dos direcciones preferidas a lo largo del eje del disco, en las que la presión de la radiación emitida y los efectos electromagnéticos aceleran las partículas que han escapado del disco. Esto crea poderosos chorros de materia en ambas direcciones, que también se pueden registrar. Según una teoría, así es como se organizan los núcleos activos de las galaxias y los cuásares.
Un agujero negro giratorio es un objeto más complejo. Con su rotación, “captura” una determinada región del espacio más allá del horizonte de sucesos (“efecto Lens-Thirring”). Esta área se llama ergosfera, su límite se llama límite estático. El límite estático es un elipsoide que coincide con el horizonte de eventos en los dos polos de rotación del agujero negro.
Los agujeros negros en rotación tienen un mecanismo adicional de pérdida de energía a través de su transferencia a partículas que han caído en la ergosfera. Esta pérdida de energía va acompañada de una pérdida de momento angular y ralentiza la rotación.

Bibliografía

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2. William J. Kaufman "Las fronteras cósmicas de la relatividad" 1977
3. Otras fuentes de Internet

20 de diciembre 10 años

Cada uno de nosotros al menos una vez en la vida miró el cielo estrellado. Alguien miró esta belleza, experimentando sentimientos románticos, el otro trató de entender de dónde viene toda esta belleza. La vida en el espacio, a diferencia de la vida en nuestro planeta, fluye a una velocidad diferente. Tiempo en espacio exterior las vidas por sus propias categorías, distancias y tamaños en el Universo son colosales. Rara vez pensamos en el hecho de que la evolución de las galaxias y las estrellas se lleva a cabo constantemente ante nuestros ojos. Cada objeto en el vasto espacio es una consecuencia de ciertos procesos físicos. Las galaxias, las estrellas e incluso los planetas tienen fases importantes de desarrollo.

Nuestro planeta y todos nosotros dependemos de nuestra luminaria. ¿Cuánto tiempo nos deleitará el Sol con su calor, dando vida al sistema solar? ¿Qué nos espera en el futuro en millones y miles de millones de años? Al respecto, es curioso conocer más sobre cuáles son las etapas de la evolución de los objetos astronómicos, de dónde provienen las estrellas y cómo termina la vida de estas maravillosas luminarias en el cielo nocturno.

Origen, nacimiento y evolución de las estrellas.

La evolución de las estrellas y planetas que habitan nuestra galaxia vía Láctea y el universo entero, en su mayor parte bien estudiado. En el espacio, las leyes de la física son inquebrantables, lo que ayuda a comprender el origen de los objetos espaciales. En este caso, se acostumbra a apoyarse en la teoría del Big Bang, que ahora es la doctrina dominante sobre el proceso del origen del Universo. El evento que sacudió el universo y condujo a la formación del universo es rápido como un rayo según los estándares cósmicos. Para el cosmos, pasan momentos desde el nacimiento de una estrella hasta su muerte. Las enormes distancias crean la ilusión de la constancia del universo. Una estrella que ha estallado en la distancia ha estado brillando para nosotros durante miles de millones de años, momento en el cual es posible que ya no exista.

La teoría de la evolución de la galaxia y las estrellas es un desarrollo de la teoría del Big Bang. La doctrina del nacimiento de las estrellas y la aparición de los sistemas estelares difiere en la escala de lo que está sucediendo y el marco de tiempo que, a diferencia del Universo en su conjunto, se puede observar. medios modernos Ciencias.

Al estudiar el ciclo de vida de las estrellas, puede usar el ejemplo de la luminaria más cercana a nosotros. El sol es una de los cientos de trillones de estrellas en nuestro campo de visión. Además, la distancia de la Tierra al Sol (150 millones de km) brinda una oportunidad única para estudiar el objeto sin salir del sistema solar. La información obtenida nos permitirá comprender en detalle cómo se organizan otras estrellas, qué tan rápido se agotan estas gigantescas fuentes de calor, cuáles son las etapas del desarrollo de las estrellas y cuál será el final de esta vida brillante: tranquila y tenue o brillante. explosivo.

Después del Big Bang, las partículas más pequeñas formaron nubes interestelares, que se convirtieron en el "hospital de maternidad" de billones de estrellas. Es característico que todas las estrellas nacieron al mismo tiempo como resultado de la contracción y expansión. La compresión en las nubes de gas cósmico surgió bajo la influencia de su propia gravedad y procesos similares en nuevas estrellas en el vecindario. La expansión resultó de la presión interna del gas interestelar y de los campos magnéticos dentro de la nube de gas. En este caso, la nube giró libremente alrededor de su centro de masa.

Las nubes de gas formadas tras la explosión están compuestas en un 98% por hidrógeno atómico y molecular y helio. Sólo el 2% de este macizo está constituido por polvo y partículas sólidas microscópicas. Anteriormente, se creía que en el centro de cualquier estrella se encuentra el núcleo de hierro, calentado a una temperatura de un millón de grados. Fue este aspecto el que explicó la gigantesca masa de la estrella.

En el enfrentamiento de las fuerzas físicas prevalecieron las fuerzas de compresión, ya que la luz resultante de la liberación de energía no penetra en la nube de gas. La luz, junto con parte de la energía liberada, se propaga hacia el exterior, creando una temperatura bajo cero y una zona interior de acumulación densa de gas. baja presión. Estando en este estado, el gas cósmico se comprime rápidamente, la influencia de las fuerzas de atracción gravitatoria conduce a que las partículas comiencen a formar materia estelar. Cuando una acumulación de gas es densa, la compresión intensa hace que se formen cúmulos de estrellas. Cuando el tamaño de la nube de gas es pequeño, la compresión conduce a la formación de una sola estrella.

Una breve descripción de lo que está sucediendo es que la futura luminaria pasa por dos etapas: compresión rápida y lenta al estado de una protoestrella. Hablando sencillo y lenguaje simple, la contracción rápida es la caída de materia estelar hacia el centro de la protoestrella. Ya se produce una contracción lenta en el contexto del centro formado de la protoestrella. Durante los siguientes cientos de miles de años, la nueva formación se reduce de tamaño y su densidad aumenta millones de veces. Gradualmente, la protoestrella se vuelve opaca debido a la alta densidad de materia estelar, y la compresión continua desencadena el mecanismo de reacciones internas. El crecimiento de la presión y las temperaturas internas conduce a la formación de una futura estrella con su propio centro de gravedad.

En este estado, la protoestrella permanece durante millones de años, despidiendo calor lentamente y encogiéndose gradualmente, disminuyendo de tamaño. Como resultado, aparecen los contornos de una nueva estrella y la densidad de su materia se vuelve comparable a la densidad del agua.

En promedio, la densidad de nuestra estrella es de 1,4 kg/cm3, casi la misma que la densidad del agua en el mar Muerto salado. En el centro, el Sol tiene una densidad de 100 kg/cm3. La materia estelar no se encuentra en estado líquido, sino en forma de plasma.

Bajo la influencia de una enorme presión y una temperatura de aproximadamente 100 millones de K, comienzan las reacciones termonucleares del ciclo del hidrógeno. La compresión se detiene, la masa del objeto aumenta, cuando la energía de la gravedad se convierte en combustión termonuclear de hidrógeno. A partir de ese momento, la nueva estrella, irradiando energía, comienza a perder masa.

La versión anterior de la formación de una estrella es solo un esquema primitivo que describe Primera etapa evolución y nacimiento de una estrella. Hoy, tales procesos en nuestra galaxia y en todo el Universo son prácticamente imperceptibles debido al intenso agotamiento del material estelar. En toda la historia consciente de las observaciones de nuestra Galaxia, solo se han observado apariciones únicas de nuevas estrellas. En la escala del Universo, esta cifra puede aumentar cientos y miles de veces.

Durante la mayor parte de sus vidas, las protoestrellas están ocultas al ojo humano por una capa de polvo. La radiación del núcleo sólo se puede observar en rango infrarrojo, que es la única oportunidad de ver el nacimiento de una estrella. Por ejemplo, en la Nebulosa de Orión en 1967, los astrofísicos descubrieron una nueva estrella en el rango infrarrojo, cuya temperatura de radiación era de 700 grados Kelvin. Posteriormente, resultó que el lugar de nacimiento de las protoestrellas son fuentes compactas, que están disponibles no solo en nuestra galaxia, sino también en otros rincones del Universo alejados de nosotros. Además de la radiación infrarroja, los lugares de nacimiento de nuevas estrellas están marcados por intensas señales de radio.

El proceso de estudio y el esquema de la evolución de las estrellas.

Todo el proceso de conocer las estrellas se puede dividir en varias etapas. Al principio, debe determinar la distancia a la estrella. La información sobre qué tan lejos está la estrella de nosotros, cuánto tiempo la luz proviene de ella, da una idea de lo que le sucedió a la estrella durante todo este tiempo. Después de que una persona aprendió a medir la distancia a estrellas distantes, quedó claro que las estrellas son los mismos soles, solo que de diferentes tamaños y con diferentes destinos. Conociendo la distancia a la estrella, el proceso de fusión termonuclear de la estrella se puede rastrear por el nivel de luz y la cantidad de energía radiada.

Después de determinar la distancia a la estrella, es posible, mediante análisis espectral, calcular la composición química de la estrella y averiguar su estructura y edad. Gracias al advenimiento del espectrógrafo, los científicos tuvieron la oportunidad de estudiar la naturaleza de la luz de las estrellas. Este dispositivo puede determinar y medir la composición gaseosa de la materia estelar que tiene una estrella en diferentes etapas de su existencia.

Al estudiar el análisis espectral de la energía del Sol y otras estrellas, los científicos llegaron a la conclusión de que la evolución de las estrellas y los planetas tiene raíces comunes. Todos los cuerpos cósmicos tienen el mismo tipo, composición química similar y se originaron a partir de la misma materia que surgió como resultado del Big Bang.

La materia estelar se compone de la misma elementos químicos(hasta el hierro), como nuestro planeta. La diferencia está sólo en el número de ciertos elementos y en los procesos que tienen lugar en el Sol y dentro del firmamento terrestre. Esto es lo que distingue a las estrellas de otros objetos en el universo. El origen de las estrellas también debe considerarse en el contexto de otra disciplina física: mecánica cuántica. Según esta teoría, la materia que determina la sustancia estelar consiste en átomos en constante división y partículas elementales que crean su propio microcosmos. Bajo esta luz, la estructura, composición, estructura y evolución de las estrellas es de interés. Al final resultó que, la mayor parte de nuestra estrella y muchas otras estrellas representan solo dos elementos: hidrógeno y helio. Un modelo teórico que describa la estructura de una estrella permitirá comprender su estructura y la principal diferencia con respecto a otros objetos espaciales.

La característica principal es que muchos objetos en el Universo tienen un tamaño y forma determinados, mientras que una estrella puede cambiar de tamaño a medida que se desarrolla. Un gas caliente es una combinación de átomos que están débilmente unidos entre sí. Millones de años después de la formación de una estrella, la capa superficial de materia estelar comienza a enfriarse. Una estrella emite la mayor parte de su energía al espacio exterior, aumentando o disminuyendo de tamaño. La transferencia de calor y energía proviene de áreas interiores estrellas a la superficie, afectando la intensidad de la radiación. En otras palabras, la misma estrella en diferentes periodos su existencia se ve diferente. Los procesos termonucleares basados ​​en reacciones del ciclo del hidrógeno contribuyen a la conversión de átomos de hidrógeno ligeros en elementos más pesados: helio y carbono. Según los astrofísicos y científicos nucleares, tal reacción termonuclear es la más eficiente en términos de la cantidad de calor liberado.

¿Por qué la fusión nuclear del núcleo no termina con la explosión de tal reactor? El caso es que las fuerzas del campo gravitatorio en él pueden mantener la materia estelar dentro del volumen estabilizado. De esto podemos sacar una conclusión inequívoca: cualquier estrella es un cuerpo masivo que conserva su tamaño debido al equilibrio entre las fuerzas de la gravedad y la energía de las reacciones termonucleares. El resultado de este modelo natural ideal es una fuente de calor que puede funcionar durante mucho tiempo. Se supone que las primeras formas de vida en la Tierra aparecieron hace 3 mil millones de años. El sol en aquellos tiempos lejanos calentaba nuestro planeta de la misma manera que lo hace ahora. En consecuencia, nuestra estrella no ha cambiado mucho, a pesar de que la escala del calor irradiado y la energía solar es colosal: más de 3-4 millones de toneladas por segundo.

Es fácil calcular cuánto ha perdido peso nuestra estrella a lo largo de los años de su existencia. Esta será una cifra enorme, pero debido a su enorme masa y alta densidad, tales pérdidas en la escala del Universo parecen insignificantes.

Etapas de la evolución estelar

El destino de la estrella en depende de la masa inicial de la estrella y su composición química. Mientras que las principales reservas de hidrógeno se concentran en el núcleo, la estrella permanece en la denominada secuencia principal. Tan pronto como haya una tendencia a aumentar el tamaño de la estrella, significa que la principal fuente de fusión termonuclear se ha secado. Comenzó el largo viaje final de la transformación del cuerpo celeste.

Las luminarias formadas en el Universo se dividen inicialmente en tres tipos más comunes:

• estrellas normales (enanas amarillas);
• estrellas enanas;
• estrellas gigantes

Las estrellas con poca masa (enanas) queman lentamente sus reservas de hidrógeno y viven sus vidas con bastante calma.

Este tipo de estrellas son la mayoría en el Universo y nuestra estrella, una enana amarilla, pertenece a ellas. Con el inicio de la vejez, la enana amarilla se convierte en una gigante roja o supergigante.

Basado en la teoría del origen de las estrellas, el proceso de formación de estrellas en el universo no ha terminado. Mayoría estrellas brillantes en nuestra galaxia no solo son los más grandes, en comparación con el Sol, sino también los más jóvenes. Los astrofísicos y astrónomos llaman a estas estrellas supergigantes azules. Al final, se encontrarán con el mismo destino que están experimentando billones de otras estrellas. Primero, un nacimiento rápido, una vida brillante y ardiente, después de lo cual viene un período de atenuación lenta. Las estrellas del tamaño del Sol tienen un largo ciclo de vida, estando en la secuencia principal (en medio de ella).

Usando datos sobre la masa de la estrella, podemos suponer que camino evolutivo desarrollo. Una clara ilustración de esta teoría es la evolución de nuestra estrella. Nada es permanente. Como resultado de la fusión termonuclear, el hidrógeno se convierte en helio, por lo que sus reservas iniciales se consumen y reducen. Algún día, muy pronto, estas reservas se acabarán. A juzgar por el hecho de que nuestro Sol continúa brillando durante más de 5 mil millones de años, sin cambiar de tamaño, edad madura las estrellas aún pueden durar aproximadamente el mismo período.

El agotamiento de las reservas de hidrógeno conducirá al hecho de que, bajo la influencia de la gravedad, el núcleo del sol comenzará a encogerse rápidamente. La densidad del núcleo llegará a ser muy alta, como resultado de lo cual los procesos termonucleares se trasladarán a las capas adyacentes al núcleo. Tal estado se llama colapso, que puede ser causado por el paso de reacciones termonucleares en capas superiores estrellas. Como resultado alta presión Se lanzan reacciones termonucleares que involucran helio.

Las reservas de hidrógeno y helio en esta parte de la estrella durarán millones de años. No pasará mucho tiempo antes de que el agotamiento de las reservas de hidrógeno lleve a un aumento en la intensidad de la radiación, a un aumento en el tamaño de la envoltura y en el tamaño de la estrella misma. Como consecuencia, nuestro Sol se hará muy grande. Si imagina esta imagen en decenas de miles de millones de años, en lugar de un disco brillante y deslumbrante, un disco rojo caliente colgará en el cielo. tamaño gigante. Las gigantes rojas son una fase natural en la evolución de una estrella, su estado de transición a la categoría de estrellas variables.

Como resultado de tal transformación, la distancia de la Tierra al Sol se reducirá, de modo que la Tierra caerá en la zona de influencia de la corona solar y comenzará a "freírse" en ella. La temperatura en la superficie del planeta se multiplicará por diez, lo que provocará la desaparición de la atmósfera y la evaporación del agua. Como resultado, el planeta se convertirá en un desierto rocoso sin vida.

Etapas finales de la evolución estelar

Alcanzando la fase de gigante roja estrella normal bajo la influencia de los procesos gravitacionales se convierte en una enana blanca. Si la masa de una estrella es aproximadamente igual a la masa de nuestro Sol, todos los procesos principales ocurrirán con calma, sin impulsos ni reacciones explosivas. La enana blanca morirá durante mucho tiempo, quemándose hasta los cimientos.

En los casos en que la estrella inicialmente tenía una masa mayor que la masa solar en 1,4 veces, la enana blanca no será la etapa final. Con una gran masa en el interior de la estrella, se inician los procesos de compactación de la materia estelar a nivel atómico, molecular. Los protones se convierten en neutrones, la densidad de la estrella aumenta y su tamaño disminuye rápidamente.

Las estrellas de neutrones conocidas por la ciencia tienen un diámetro de 10 a 15 km. Con un tamaño tan pequeño, una estrella de neutrones tiene una masa colosal. Un centímetro cúbico de materia estelar puede pesar miles de millones de toneladas.

En el caso de que inicialmente tratáramos con una estrella de gran masa, la etapa final de la evolución toma otras formas. El destino de una estrella masiva es un agujero negro, un objeto con una naturaleza inexplorada y un comportamiento impredecible. La enorme masa de la estrella contribuye a un aumento de las fuerzas gravitatorias, poniendo en movimiento las fuerzas de compresión. No es posible detener este proceso. La densidad de la materia crece hasta convertirse en infinito, formando un espacio singular (teoría de la relatividad de Einstein). El radio de tal estrella eventualmente se volverá cero, convirtiéndose en un agujero negro en el espacio exterior. Habría muchos más agujeros negros si en el espacio la mayor parte del espacio estuviera ocupado por estrellas masivas y supermasivas.

Cabe señalar que durante la transformación de una gigante roja en una estrella de neutrones o en un agujero negro, el Universo puede experimentar un fenómeno único: el nacimiento de un nuevo objeto cósmico.

El nacimiento de una supernova es la etapa final más impresionante en la evolución de las estrellas. Aquí opera una ley natural de la naturaleza: el cese de la existencia de un cuerpo da lugar a una nueva vida. El período de un ciclo como el nacimiento de una supernova se refiere principalmente a estrellas masivas. Las reservas gastadas de hidrógeno conducen al hecho de que el helio y el carbono se incluyen en el proceso de fusión termonuclear. Como resultado de esta reacción, la presión vuelve a aumentar y se forma un núcleo de hierro en el centro de la estrella. Bajo la influencia de las fuerzas gravitatorias más fuertes, el centro de masa se desplaza hacia la parte central de la estrella. El núcleo se vuelve tan pesado que no puede resistir su propia gravedad. Como resultado, comienza una rápida expansión del núcleo que conduce a una explosión instantánea. El nacimiento de una supernova es una explosión, una onda de choque de fuerza monstruosa, un destello brillante en las vastas extensiones del Universo.

Cabe señalar que nuestro Sol no es una estrella masiva, por lo tanto, ese destino no lo amenaza, y nuestro planeta no debe temer ese final. En la mayoría de los casos, las explosiones de supernova ocurren en galaxias distantes, razón por la cual su detección es bastante rara.

Finalmente

La evolución de las estrellas es un proceso que se extiende a lo largo de decenas de miles de millones de años. Nuestra comprensión de los procesos en curso es solo un modelo matemático y físico, una teoría. hora de la tierra es solo un momento en un gran ciclo de tiempo en el que vive nuestro Universo. Solo podemos observar lo que sucedió hace miles de millones de años y adivinar a qué se enfrentarán las futuras generaciones de terrícolas.

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Es bastante natural que las estrellas no sean seres vivos, pero también pasan por etapas evolutivas similares al nacimiento, la vida y la muerte. Al igual que una persona, una estrella sufre cambios radicales a lo largo de su vida. Pero debe tenerse en cuenta que obviamente viven más: millones e incluso miles de millones de años terrestres.

¿Cómo nacen las estrellas? Inicialmente, o más bien después del Big Bang, la materia del universo estaba distribuida de manera desigual. Las estrellas comenzaron a formarse en nebulosas, nubes gigantes de polvo y gases interestelares, principalmente hidrógeno. Esta materia se ve afectada por la gravedad y parte de la nebulosa se comprime. Luego se forman nubes redondas y densas de gas y polvo: glóbulos de Bok. A medida que dicho glóbulo continúa engrosándose, su masa aumenta debido a la atracción de materia de la nebulosa hacia sí mismo. En la parte interna del glóbulo, la fuerza gravitacional es más fuerte y comienza a calentarse y girar. Esto ya es una protoestrella. Los átomos de hidrógeno comienzan a bombardearse entre sí y, por lo tanto, producen un gran número de energía. Eventualmente la temperatura de la parte central alcanza una temperatura del orden de los quince millones de grados centígrados, se forma el núcleo de una nueva estrella. El recién nacido se enciende, comienza a arder y brillar. Cuánto tiempo continuará esto depende de cuál era la masa de la estrella nacida. Lo que dije en nuestra última reunión. Cuanto mayor sea la masa, menor será la vida de la estrella.
Por cierto, depende de la masa si una protoestrella puede convertirse en una estrella. Según los cálculos, para que este cuerpo celeste que se contrae se convierta en una estrella, su masa debe ser al menos el 8% de la masa del Sol. Un glóbulo más pequeño, al condensarse, se enfriará gradualmente y se convertirá en un objeto de transición, algo intermedio entre una estrella y un planeta. Tales objetos se llaman enanas marrones.

El planeta Júpiter, por ejemplo, es demasiado pequeño para ser una estrella. Si Júpiter fuera más masivo, quizás comenzarían reacciones termonucleares en sus profundidades, y nuestro sistema solar sería un sistema estelar doble. Pero todo es poesía...

Entonces, el escenario principal de la vida de una estrella. Durante la mayor parte de su existencia, la estrella está en equilibrio. La fuerza de la gravedad tiende a comprimir la estrella y la energía liberada como resultado de las reacciones termonucleares que ocurren en la estrella obliga a la estrella a expandirse. Estas dos fuerzas crean una posición estable de equilibrio, tan estable que la estrella vive así durante millones y miles de millones de años. Esta fase de la vida de una estrella asegura su lugar en la secuencia principal. -

Brillando por millones de años gran estrella, es decir, una estrella al menos seis veces más pesada que el Sol, comienza a consumirse. Cuando el núcleo se queda sin hidrógeno, la estrella se expande y se enfría, convirtiéndose en una supergigante roja. Esta supergigante luego se contraerá hasta que finalmente explote en una monstruosa y espectacular explosión en llamas conocida como supernova. Cabe señalar aquí que las supergigantes azules muy masivas pasan por alto la etapa de transformación en una supergigante roja y explotan mucho más rápido en una supernova.
Si el núcleo de supernova restante es pequeño, entonces comienza su catastrófica contracción (colapso gravitacional) en una estrella de neutrones muy densa, y si es lo suficientemente grande, se contraerá aún más, formando un agujero negro.

Una muerte ligeramente diferente para una estrella ordinaria. Tal estrella vive más tiempo y tiene una muerte más pacífica. El sol, por ejemplo, arderá durante otros cinco mil millones de años antes de que se agote el hidrógeno de su núcleo. Sus capas exteriores se expandirán y enfriarán; se forma una gigante roja. De esta forma, una estrella puede existir durante unos 100 millones de años con el helio formado durante su vida en su núcleo. Pero el helio también se quema. Para colmo, las capas exteriores serán arrastradas: forman una nebulosa planetaria y una enana blanca densa se encogerá desde el núcleo. Aunque la enana blanca es lo suficientemente caliente, eventualmente se enfriará y se convertirá en una estrella muerta, que se llama enana negra.