¿En qué se convierte una estrella cuando muere? Ciclo de vida de una estrella

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 en hoscos 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 aumenta 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.

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. El tiempo en el espacio exterior vive por sus propias categorías, las distancias y dimensiones 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 los planetas que habitan en nuestra Vía Láctea y en todo el Universo es, en su mayor parte, bien conocida. 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 el surgimiento de los sistemas estelares se distingue por la escala de lo que está sucediendo y el marco de tiempo que, a diferencia del Universo en su conjunto, se puede observar con los medios modernos de la ciencia.

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 de baja presión dentro de la densa acumulación de gas. 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. En un lenguaje sencillo y comprensible, 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 la etapa inicial de evolución y el 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 solo se puede observar en el rango infrarrojo, que es la única forma 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 los mismos elementos químicos (hasta el hierro) que 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, la 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 ocurre desde las regiones internas de la estrella hacia la superficie, afectando la intensidad de la radiación. En otras palabras, la misma estrella se ve diferente en diferentes períodos de su existencia. 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. Las estrellas más brillantes de nuestra galaxia no solo son las más grandes en comparación con el Sol, sino también las 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 una estrella, podemos suponer su camino evolutivo de 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, la edad madura de una estrella aún puede 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 las capas superiores de la estrella. Como resultado de la alta presión, se inician 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 imaginamos esta imagen en decenas de miles de millones de años, en lugar de un disco brillante y deslumbrante, un disco rojo caliente de tamaño gigantesco colgará en el cielo. 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

Habiendo alcanzado la fase de gigante roja, una estrella normal se convierte en una enana blanca bajo la influencia de los procesos gravitatorios. 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. El tiempo 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.

Si tiene alguna pregunta, déjela en los comentarios debajo del artículo. Nosotros o nuestros visitantes estaremos encantados de responderlas.

La evolución de las estrellas es el cambio en el tiempo de las características físicas, la estructura interna y la composición química de las estrellas. La teoría moderna de la evolución estelar es capaz de explicar el curso general del desarrollo estelar en acuerdo satisfactorio con las observaciones astronómicas. La evolución de una estrella depende de su masa y composición química inicial. Las estrellas de la primera generación se formaron a partir de materia cuya composición estaba determinada por las condiciones cosmológicas (alrededor del 70 % de hidrógeno, 30 % de helio, una mezcla insignificante de deuterio y litio). Durante la evolución de la primera generación de estrellas, se formaron elementos pesados ​​que fueron expulsados ​​al espacio interestelar como resultado de la salida de materia de las estrellas o durante las explosiones estelares. Las estrellas de las generaciones posteriores se formaron a partir de materia que contenía entre un 3% y un 4% de elementos pesados.

El nacimiento de una estrella es la formación de un objeto cuya radiación es mantenida por sus propias fuentes de energía. El proceso de formación estelar continúa ininterrumpidamente, está ocurriendo en el momento actual.

Para explicar la estructura del mega mundo, lo más importante es la interacción gravitacional. En las nebulosas de gas y polvo, bajo la influencia de las fuerzas gravitatorias, se forman inhomogeneidades inestables, por lo que la materia difusa se descompone en una serie de grumos. Si tales grupos persisten el tiempo suficiente, se convierten en estrellas con el tiempo. Es importante señalar que se lleva a cabo el proceso del nacimiento no de una sola estrella, sino de asociaciones estelares. Los cuerpos gaseosos resultantes se atraen entre sí, pero no necesariamente se combinan en un cuerpo enorme. Por lo general, comienzan a girar entre sí, y las fuerzas centrífugas de este movimiento contrarrestan las fuerzas de atracción, lo que lleva a una mayor concentración.

Las estrellas jóvenes son aquellas que aún se encuentran en la etapa de contracción gravitatoria inicial. La temperatura en el centro de tales estrellas sigue siendo insuficiente para que se produzcan las reacciones termonucleares. El brillo de las estrellas ocurre solo debido a la conversión de la energía gravitatoria en calor. La contracción gravitacional es la primera etapa en la evolución de las estrellas. Conduce al calentamiento de la zona central de la estrella a la temperatura del comienzo de una reacción termonuclear (10 - 15 millones K) - la conversión de hidrógeno en helio.

La enorme energía radiada por las estrellas se forma como resultado de los procesos nucleares que ocurren dentro de las estrellas. La energía generada en el interior de una estrella le permite irradiar luz y calor durante millones y miles de millones de años. Por primera vez, la suposición de que la fuente de energía estelar son las reacciones termonucleares de la síntesis de helio a partir de hidrógeno fue propuesta en 1920 por el astrofísico inglés A. S. Eddington. En el interior de las estrellas, son posibles dos tipos de reacciones termonucleares que involucran hidrógeno, llamadas ciclos de hidrógeno (protón-protón) y carbono (carbono-nitrógeno). En el primer caso, solo se requiere hidrógeno para que la reacción proceda, en el segundo, también es necesaria la presencia de carbono, que sirve como catalizador. El material de partida son los protones, a partir de los cuales se forman núcleos de helio como resultado de la fusión nuclear.

Dado que dos neutrinos nacen durante la transformación de cuatro protones en un núcleo de helio, cada segundo se generan 1.8∙10 38 neutrinos en las profundidades del Sol. El neutrino interactúa débilmente con la materia y tiene un alto poder de penetración. Habiendo atravesado el enorme espesor de la materia solar, los neutrinos retienen toda la información que recibieron en las reacciones termonucleares en las entrañas del Sol. La densidad de flujo de los neutrinos solares que inciden en la superficie de la Tierra es de 6,6∙10 10 neutrinos por 1 cm 2 en 1 s. La medición del flujo de neutrinos que inciden en la Tierra permite juzgar los procesos que ocurren en el interior del Sol.

Así, la fuente de energía para la mayoría de las estrellas son las reacciones termonucleares de hidrógeno en la zona central de la estrella. Como resultado de una reacción termonuclear, surge un flujo de energía hacia el exterior en forma de radiación en una amplia gama de frecuencias (longitudes de onda). La interacción entre la radiación y la materia conduce a un estado estable de equilibrio: la presión de la radiación hacia el exterior se equilibra con la presión de la gravedad. La contracción adicional de la estrella se detiene siempre que se produzca suficiente energía en el centro. Este estado es bastante estable y el tamaño de la estrella permanece constante. El hidrógeno es el componente principal de la materia cósmica y el tipo más importante de combustible nuclear. Una estrella tiene suficientes reservas de hidrógeno para miles de millones de años. Esto explica por qué las estrellas son estables durante tanto tiempo. Hasta que se consuma todo el hidrógeno de la zona central, las propiedades de la estrella cambian poco.

El campo de desgaste del hidrógeno en la zona central de la estrella forma un núcleo de helio. Las reacciones de hidrógeno continúan teniendo lugar, pero solo en una capa delgada cerca de la superficie del núcleo. Las reacciones nucleares se desplazan hacia la periferia de la estrella. La estructura de la estrella en esta etapa se describe mediante modelos con una fuente de energía en capas. El núcleo quemado comienza a encogerse y la capa exterior se expande. El caparazón se hincha a proporciones colosales, la temperatura externa se vuelve baja. La estrella se convierte en una gigante roja. A partir de este momento, la vida de una estrella comienza a decaer. Las gigantes rojas se caracterizan por bajas temperaturas y tamaños enormes (de 10 a 1000 R s). La densidad media de la materia en ellos no llega ni siquiera a 0,001 g/cm 3 . Su luminosidad es cientos de veces mayor que la luminosidad del Sol, pero la temperatura es mucho más baja (alrededor de 3000 - 4000 K).

Se cree que nuestro Sol, durante la transición a la etapa de gigante roja, puede aumentar tanto que llena la órbita de Mercurio. Es cierto que el Sol se convertirá en una gigante roja en 8 mil millones de años.

Una gigante roja se caracteriza por una temperatura externa baja, pero una temperatura interna muy alta. Con su aumento, se incluyen núcleos cada vez más pesados ​​en las reacciones termonucleares. A una temperatura de 150 millones de K, comienzan las reacciones del helio, que no solo son una fuente de energía, sino que durante ellas se lleva a cabo la síntesis de elementos químicos más pesados. Después de la formación de carbono en el núcleo de helio de una estrella, son posibles las siguientes reacciones:

Cabe señalar que la síntesis del siguiente núcleo más pesado requiere energías cada vez más altas. En el momento en que se forma el magnesio, todo el helio en el núcleo de la estrella se agota y, para que sean posibles más reacciones nucleares, se necesita una nueva compresión de la estrella y un aumento de su temperatura. Sin embargo, esto no es posible para todas las estrellas, solo para las suficientemente grandes, cuya masa excede la masa del Sol en más de 1,4 veces (el llamado límite de Chandrasekhar). En estrellas de menor masa, las reacciones terminan en la etapa de formación de magnesio. En estrellas cuya masa excede el límite de Chandrasekhar, debido a la contracción gravitacional, la temperatura aumenta a 2 mil millones de grados, las reacciones continúan, formando elementos más pesados, hasta el hierro. Los elementos más pesados ​​que el hierro se forman cuando explotan las estrellas.

Como resultado del aumento de la presión, las pulsaciones y otros procesos, la gigante roja pierde continuamente materia, que es expulsada al espacio interestelar en forma de viento estelar. Cuando las fuentes internas de energía termonuclear se agotan por completo, el futuro destino de la estrella depende de su masa.

Con una masa inferior a 1,4 masas solares, la estrella pasa a un estado estacionario con una densidad muy alta (cientos de toneladas por 1 cm 3). Tales estrellas se llaman enanas blancas. En el proceso de convertir una gigante roja en una enana blanca, la raza puede desprenderse de sus capas exteriores como un caparazón ligero, exponiendo el núcleo. La envoltura gaseosa brilla intensamente bajo la influencia de la poderosa radiación de la estrella. Así es como se forman las nebulosas planetarias. A altas densidades de materia dentro de una enana blanca, las capas de electrones de los átomos se destruyen, y la materia de la estrella es un plasma nuclear de electrones, y su componente electrónico es un gas de electrones degenerado. Las enanas blancas están en equilibrio debido a la igualdad de fuerzas entre la gravedad (factor de compresión) y la presión del gas degenerado en el interior de la estrella (factor de expansión). Las enanas blancas pueden existir durante miles de millones de años.

Las reservas térmicas de la estrella se agotan gradualmente, la estrella se enfría lentamente, lo que va acompañado de eyecciones de la envoltura estelar hacia el espacio interestelar. La estrella cambia gradualmente su color de blanco a amarillo, luego a rojo, y finalmente deja de irradiar, se convierte en un pequeño objeto sin vida, una estrella muerta y fría, más pequeña que el tamaño de la Tierra, y cuya masa es comparable a la masa de el sol. La densidad de una estrella así es miles de millones de veces mayor que la densidad del agua. Tales estrellas se llaman enanas negras. Así es como la mayoría de las estrellas terminan sus vidas.

Cuando la masa de la estrella es superior a 1,4 masas solares, el estado estacionario de la estrella sin fuentes internas de energía se vuelve imposible, porque La presión dentro de la estrella no puede equilibrar la fuerza de la gravedad. Comienza el colapso gravitatorio: compresión de la materia hacia el centro de la estrella bajo la influencia de las fuerzas gravitatorias.

Si la repulsión de partículas y otras causas detienen el colapso, se produce una poderosa explosión, una explosión de supernova con la expulsión de una parte significativa de la materia al espacio circundante y la formación de nebulosas gaseosas. El nombre fue propuesto por F. Zwicky en 1934. La explosión de una supernova es una de las etapas intermedias en la evolución de las estrellas antes de convertirse en enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros. Una explosión libera energía de 10 43 ─ 10 44 J con una potencia de radiación de 10 34 W. En este caso, el brillo de la estrella aumenta en decenas de magnitudes en pocos días. La luminosidad de una supernova puede superar la luminosidad de toda la galaxia en la que estalló.

La nebulosa gaseosa que se forma durante la explosión de una supernova consta en parte de las capas superiores de la estrella expulsadas por la explosión, y en parte de materia interestelar, compactada y calentada por los productos en expansión de la explosión. La nebulosa gaseosa más famosa es la Nebulosa del Cangrejo en la constelación de Tauro, el remanente de la supernova de 1054. Los remanentes de supernovas jóvenes se expanden a velocidades de 10-20 mil km / s. La colisión de la capa en expansión con el gas interestelar estacionario genera una onda de choque en la que el gas se calienta hasta millones de Kelvin y se convierte en una fuente de rayos X. La propagación de una onda de choque en un gas provoca la aparición de partículas cargadas rápidamente (rayos cósmicos), que, moviéndose en un campo magnético interestelar comprimido y potenciado por la misma onda, irradian en el rango de radio.

Los astrónomos registraron explosiones de supernovas en 1054, 1572, 1604. En 1885, se observó una supernova en la Nebulosa de Andrómeda. Su brillo superó el brillo de toda la Galaxia y resultó ser 4 mil millones de veces más intenso que el brillo del Sol.

Ya para 1980 se habían descubierto más de 500 explosiones de supernova, pero no se observó ni una sola en nuestra Galaxia. Los astrofísicos han calculado que las supernovas de nuestra galaxia brotan con un período de 10 millones de años en las inmediaciones del Sol. En promedio, una explosión de supernova ocurre en la Metagalaxia cada 30 años.

En este caso, las dosis de radiación cósmica en la Tierra pueden superar el nivel normal en 7000 veces. Esto conducirá a las mutaciones más graves en los organismos vivos de nuestro planeta. Algunos científicos explican así la muerte súbita de los dinosaurios.

Parte de la masa de una supernova que explota puede permanecer en forma de un cuerpo superdenso: una estrella de neutrones o un agujero negro. La masa de las estrellas de neutrones es (1,4 - 3) M s, el diámetro es de unos 10 km. La densidad de una estrella de neutrones es muy alta, mayor que la densidad de los núcleos atómicos ─ 10 15 g/cm 3 . Con un aumento en la compresión y la presión, la reacción de absorción de electrones por protones se vuelve posible. Como resultado, toda la materia de la estrella consistirá en neutrones. La neutronización de una estrella va acompañada de un potente estallido de radiación de neutrinos. Durante el estallido de la supernova SN1987A, la duración del estallido de neutrinos fue de 10 s, y la energía transportada por todos los neutrinos alcanzó los 3∙10 46 J. La temperatura de una estrella de neutrones alcanza los mil millones de K. Las estrellas de neutrones se enfrían muy rápidamente, su la luminosidad se debilita. Pero irradian intensamente ondas de radio en un cono estrecho en la dirección del eje magnético. Las estrellas cuyo eje magnético no coincide con el eje de rotación se caracterizan por la emisión de radio en forma de pulsos repetitivos. Por lo tanto, las estrellas de neutrones se llaman púlsares. Los primeros púlsares se descubrieron en 1967. La frecuencia de las pulsaciones de radiación, determinada por la velocidad de rotación del púlsar, es de 2 a 200 Hz, lo que indica su pequeño tamaño. Por ejemplo, el púlsar de la Nebulosa del Cangrejo tiene un período de pulso de 0,03 s. Actualmente se conocen cientos de estrellas de neutrones. Una estrella de neutrones puede aparecer como resultado del llamado "colapso silencioso". Si una enana blanca ingresa a un sistema binario de estrellas estrechamente espaciadas, entonces el fenómeno de acreción ocurre cuando la materia de una estrella vecina fluye hacia una enana blanca. La masa de la enana blanca crece y en algún punto supera el límite de Chandrasekhar. Una enana blanca se convierte en una estrella de neutrones.

Si la masa final de la enana blanca supera las 3 masas solares, entonces el estado de neutrones degenerados es inestable y la contracción gravitacional continúa hasta que se forma un objeto llamado agujero negro. El término "agujero negro" fue introducido por J. Wheeler en 1968. Sin embargo, el concepto de tales objetos surgió varios siglos antes, después del descubrimiento por parte de I. Newton en 1687 de la ley de la gravitación universal. En 1783, J. Mitchell sugirió que en la naturaleza deben existir estrellas oscuras, cuyo campo gravitatorio es tan fuerte que la luz no puede escapar de ellas. En 1798 la misma idea fue expresada por P. Laplace. En 1916, el físico Schwarzschild, resolviendo las ecuaciones de Einstein, llegó a la conclusión sobre la posibilidad de la existencia de objetos con propiedades inusuales, más tarde llamados agujeros negros. Un agujero negro es una región del espacio en la que el campo gravitatorio es tan fuerte que la segunda velocidad cósmica de los cuerpos ubicados en esta región debe exceder la velocidad de la luz, es decir nada puede escapar de un agujero negro, ni partículas ni radiación. De acuerdo con la teoría general de la relatividad, el tamaño característico de un agujero negro está determinado por el radio gravitacional: R g =2GM/c 2 , donde M es la masa del objeto, c es la velocidad de la luz en el vacío y G es la constante gravitatoria. El radio gravitatorio de la Tierra es de 9 mm, el del Sol es de 3 km. El límite de la región más allá de la cual no escapa la luz se denomina horizonte de sucesos de un agujero negro. Los agujeros negros giratorios tienen un radio de horizonte de eventos más pequeño que el radio gravitatorio. De particular interés es la posibilidad de captura por parte de un agujero negro de cuerpos llegados desde el infinito.

La teoría permite la existencia de agujeros negros con una masa de 3 a 50 masas solares, que se forman en las últimas etapas de la evolución de estrellas masivas con una masa de más de 3 masas solares, agujeros negros supermasivos en los núcleos de galaxias con una masa de millones y miles de millones de masas solares, agujeros negros primordiales (reliquias) formados en las primeras etapas de la evolución del universo. Hasta el día de hoy, los agujeros negros reliquia que pesan más de 10 15 g (la masa de una montaña promedio en la Tierra) deberían haber sobrevivido debido al mecanismo de evaporación cuántica de los agujeros negros propuesto por S. W. Hawking.

Los astrónomos detectan agujeros negros mediante potentes rayos X. Un ejemplo de este tipo de estrellas es la potente fuente de rayos X Cygnus X-1, cuya masa supera los 10 M s. A menudo, los agujeros negros se encuentran en los sistemas estelares binarios de rayos X. Ya se han descubierto docenas de agujeros negros de masa estelar en tales sistemas (m agujeros negros = 4-15 M s). Sobre la base de los efectos de las lentes gravitatorias, se han descubierto varios agujeros negros de una sola masa estelar (m agujeros negros = 6-8 M s). En el caso de una estrella binaria cercana, se observa el fenómeno de acreción: el flujo de plasma desde la superficie de una estrella ordinaria bajo la influencia de las fuerzas gravitatorias hacia un agujero negro. La materia que fluye hacia un agujero negro tiene un momento angular. Por lo tanto, el plasma forma un disco giratorio alrededor del agujero negro. La temperatura del gas en este disco giratorio puede alcanzar los 10 millones de grados. A esta temperatura, el gas emite en el rango de rayos X. A partir de esta radiación, se puede determinar la presencia de un agujero negro en un lugar determinado.

De particular interés son los agujeros negros supermasivos en los núcleos de las galaxias. Basado en el estudio de la imagen de rayos X del centro de nuestra Galaxia, obtenida con la ayuda del satélite CHANDRA, la presencia de un agujero negro supermasivo, cuya masa es 4 millones de veces mayor que la masa del Sol, Ha sido establecido. Como resultado de una investigación reciente, los astrónomos estadounidenses han descubierto un agujero negro superpesado único ubicado en el centro de una galaxia muy distante, cuya masa es 10 mil millones de veces la masa del Sol. Para alcanzar tamaños y densidades tan inimaginablemente grandes, se tuvo que formar un agujero negro durante muchos miles de millones de años, atrayendo y absorbiendo materia continuamente. Los científicos estiman su edad en 12.700 millones de años, es decir, comenzó a formarse alrededor de mil millones de años después del Big Bang. Hasta la fecha, se han descubierto más de 250 agujeros negros supermasivos en los núcleos de las galaxias (m agujeros negros = (10 6 – 10 9) M s).

La cuestión del origen de los elementos químicos está íntimamente relacionada con la evolución de las estrellas. Si el hidrógeno y el helio son elementos sobrantes de las primeras etapas de la evolución del universo en expansión, entonces los elementos químicos más pesados ​​solo podrían formarse en el interior de las estrellas durante las reacciones termonucleares. Dentro de las estrellas, durante las reacciones termonucleares, se pueden formar hasta 30 elementos químicos (incluido el hierro).

Según su estado físico, las estrellas se pueden dividir en normales y degeneradas. Los primeros consisten principalmente en materia de baja densidad, en sus profundidades tienen lugar reacciones de fusión termonuclear. Las estrellas degeneradas incluyen enanas blancas y estrellas de neutrones, representan la etapa final de la evolución estelar. Las reacciones de fusión en ellas han terminado y el equilibrio se mantiene gracias a los efectos de la mecánica cuántica de los fermiones degenerados: los electrones en las enanas blancas y los neutrones en las estrellas de neutrones. Las enanas blancas, las estrellas de neutrones y los agujeros negros se denominan colectivamente "remanentes compactos".

Al final de la evolución, dependiendo de la masa, la estrella explota o libera más tranquilamente materia ya enriquecida en elementos químicos pesados. En este caso se forman el resto de elementos del sistema periódico. Del medio interestelar enriquecido con elementos pesados ​​se forman las estrellas de las próximas generaciones. Por ejemplo, el Sol es una estrella de segunda generación formada a partir de materia que ya ha estado en el interior de las estrellas y enriquecida con elementos pesados. Por lo tanto, la edad de las estrellas se puede juzgar a partir de su composición química determinada por análisis espectral.

El Universo es un macrocosmos en constante cambio, donde cada objeto, sustancia o materia se encuentra en un estado de transformación y cambio. Estos procesos duran miles de millones de años. Comparado con la duración de una vida humana, este lapso de tiempo incomprensible es enorme. En una escala cósmica, estos cambios son bastante fugaces. Las estrellas que ahora observamos en el cielo nocturno eran las mismas hace miles de años, cuando los faraones egipcios podían verlas, pero en realidad, en todo este tiempo, el cambio en las características físicas de los cuerpos celestes no se detuvo ni un segundo. . Las estrellas nacen, viven y ciertamente envejecen: la evolución de las estrellas continúa como de costumbre.

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

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

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

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

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

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

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

La evolución de las estrellas desde un punto de vista científico

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Estrella en el camino a la secuencia principal

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

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

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

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

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

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

Fase de secuencia principal

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Etapas posteriores de la evolución estelar

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

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

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

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

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

La fase gigante y sus características.

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

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

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

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

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

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

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

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

Explicación de la parte final de la evolución de las estrellas

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

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

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

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

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

Finalmente

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

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. Cambios a lo largo del tiempo en las características físicas y la composición química de las 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 de su 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.