¿Qué pasará cuando finalice el ciclo de vida de una estrella? Evolución de estrellas de diferentes masas.

Masa estelar t☼ y el radio R se puede caracterizar por su energía potencial E . Potencial o energía gravitacional estrella es el trabajo que se debe realizar para dispersar la materia de la estrella hasta el infinito. Y viceversa, esta energía se libera cuando la estrella se contrae, es decir. a medida que su radio disminuye. El valor de esta energía se puede calcular mediante la fórmula:

La energía potencial del Sol es igual a: E ☼ = 5,9∙10 41 J.

Un estudio teórico del proceso de compresión gravitacional de una estrella ha demostrado que una estrella emite aproximadamente la mitad de su energía potencial, mientras que la otra mitad se gasta en aumentar la temperatura de su masa hasta aproximadamente diez millones de Kelvin. Sin embargo, no es difícil convencerse de que el Sol habría emitido esta energía en 23 millones de años. Por lo tanto, la compresión gravitacional puede ser una fuente de energía para las estrellas sólo en algunas etapas bastante cortas de su desarrollo.

La teoría de la fusión termonuclear fue formulada en 1938 por los físicos alemanes Karl Weizsäcker y Hans Bethe. El requisito previo para ello fue, en primer lugar, la determinación en 1918 por F. Aston (Inglaterra) de la masa del átomo de helio, que es igual a 3,97 masas del átomo de hidrógeno. , en segundo lugar, la identificación en 1905 de la conexión entre el peso corporal t y su energía mi en forma de fórmula de Einstein:

donde c es la velocidad de la luz, en tercer lugar, el descubrimiento de 1929 de que, gracias al efecto túnel, dos partículas igualmente cargadas (dos protones) pueden acercarse a una distancia en la que la fuerza de atracción es superior, así como el descubrimiento de 1932 del positrón e+ y del neutrón n.

La primera y más eficaz de las reacciones de fusión termonuclear es la formación de cuatro protones en el núcleo de un átomo de helio según el esquema:

Lo que está pasando aquí es muy importante. defecto de masa: la masa de un núcleo de helio es 4,00389 uma, mientras que la masa de cuatro protones es 4,03252 uma. Utilizando la fórmula de Einstein, calculamos la energía que se libera durante la formación de un núcleo de helio:

No es difícil calcular que si el Sol en la etapa inicial de desarrollo estuviera formado únicamente por hidrógeno, entonces su transformación en helio sería suficiente para la existencia del Sol como estrella con las actuales pérdidas de energía de unos 100 mil millones de años. De hecho, estamos hablando de la "quema" de aproximadamente el 10% del hidrógeno de las entrañas más profundas de la estrella, donde la temperatura es suficiente para las reacciones de fusión.

Las reacciones de síntesis de helio pueden ocurrir de dos maneras. El primero se llama ciclo de pp segundo - CON SIN ciclo. En ambos casos, dos veces en cada núcleo de helio, un protón se convierte en neutrón según el siguiente esquema:

Dónde V- neutrino.

La Tabla 1 muestra el tiempo promedio de cada reacción de fusión termonuclear, período durante el cual el número de partículas iniciales disminuirá en mi una vez.

Tabla 1. Reacciones de síntesis de helio.

La eficiencia de las reacciones de fusión se caracteriza por la potencia de la fuente, la cantidad de energía que se libera por unidad de masa de una sustancia por unidad de tiempo. De la teoría se desprende que

Si la temperatura en el interior de una estrella, después de que se agota allí el hidrógeno, alcanza cientos de millones de kelvin, y esto es posible para estrellas con una masa t>1,2 m ☼, entonces la fuente de energía se convierte en la reacción de conversión de helio en carbono según el esquema:

A temperaturas más altas ocurren las siguientes reacciones:

etc. hasta la formación de núcleos de hierro. Estas son reacciones exotérmico, Como resultado de su progreso, se libera energía.

Como sabemos, la energía que una estrella emite al espacio circundante se libera en sus profundidades y poco a poco se filtra hasta la superficie de la estrella. Esta transferencia de energía a través del espesor de la materia de la estrella se puede realizar mediante dos mecanismos: transferencia radiante o convección.

En el primer caso, estamos hablando de absorción y reemisión repetida de cuantos. De hecho, durante cada evento de este tipo, los cuantos se fragmentan, por lo que en lugar de los cuantos γ duros que surgen durante la fusión termonuclear en las entrañas de una estrella, millones de cuantos de baja energía alcanzan su superficie. En este caso se cumple la ley de conservación de la energía.

En la teoría de la transferencia de energía, se introdujo el concepto de camino libre de un cuanto de una determinada frecuencia υ. No es difícil comprender que en las atmósferas estelares el camino libre de un cuanto no supera varios centímetros. Y el tiempo que tardan los cuantos de energía en filtrarse desde el centro de una estrella a su superficie se mide en millones de años. Sin embargo, en las profundidades de las estrellas pueden surgir condiciones en las que se altera dicho equilibrio radiativo. El agua se comporta de manera similar en un recipiente que se calienta desde abajo. Durante un tiempo determinado, el líquido aquí está en estado de equilibrio, ya que la molécula, habiendo recibido el exceso de energía directamente del fondo del recipiente, logra transferir parte de la energía debido a las colisiones a otras moléculas que se encuentran arriba. Esto establece un cierto gradiente de temperatura en el recipiente desde el fondo hasta el borde superior. Sin embargo, con el tiempo, la velocidad a la que las moléculas pueden transferir energía hacia arriba mediante colisiones se vuelve menor que la velocidad a la que se transfiere calor desde abajo. Se produce ebullición: transferencia de calor por movimiento directo de la sustancia.

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 cabe señalar que claramente 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 en el 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 está comprimida. Luego se forman nubes redondas y densas de gas y polvo: los glóbulos de Bok. A medida que dicho glóbulo continúa condensándose, su masa aumenta debido a la atracción de materia de la nebulosa. En la parte interior del glóbulo, la fuerza gravitacional es más fuerte y comienza a calentarse y girar. Esta ya es una protoestrella. Los átomos de hidrógeno comienzan a bombardearse entre sí y generan así una gran cantidad de energía. Finalmente, la temperatura de la parte central alcanza unos quince millones de grados Celsius y se forma el núcleo de una nueva estrella. El recién nacido se enciende, comienza a arder y a brillar. La duración de esto dependerá de la masa de la nueva estrella. Lo que te dije en nuestra última reunión. Cuanto mayor es la masa, más corta es la vida de la estrella.
Por cierto, depende de la masa si una protoestrella puede convertirse en estrella. Según los cálculos, para que este cuerpo celeste en contracción 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 entre una estrella y un planeta. Estos objetos se llaman enanas marrones.

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

Entonces, el escenario principal de la vida de una estrella. Durante la mayor parte de su existencia, la estrella se encuentra en un estado de equilibrio. La fuerza de 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 de equilibrio estable, 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. -

Después de brillar durante millones de años, una estrella grande, es decir, una estrella al menos seis veces más pesada que el Sol, comienza a quemarse. Cuando el núcleo se queda sin hidrógeno, la estrella se expande y se enfría, convirtiéndose en una supergigante roja. Esta supergigante luego se encogerá hasta que finalmente explote en una explosión monstruosa, dramática y brillante llamada supernova. Cabe señalar aquí que las supergigantes azules muy masivas pasan por alto la etapa de transformación en una supergigante roja y explotan en una supernova mucho más rápido.
Si el núcleo restante de la supernova es pequeño, entonces comienza su catastrófica compresión (colapso gravitacional) hasta convertirse en una estrella de neutrones muy densa, y si es lo suficientemente grande, se comprimirá aún más, formando un agujero negro.

La desaparición de una estrella ordinaria es algo diferente. Una estrella así vive más tiempo y muere de forma más pacífica. El sol, por ejemplo, arderá durante otros cinco mil millones de años antes de que su núcleo se quede sin hidrógeno. Sus capas exteriores comenzarán entonces a expandirse y enfriarse; 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 externas serán arrastradas: formarán una nebulosa planetaria y una densa enana blanca se alejará del núcleo. Aunque la enana blanca está bastante caliente, eventualmente se enfriará y se convertirá en una estrella muerta llamada enana negra.

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 la vida humana, este período de tiempo incomprensible es enorme. A escala cósmica, estos cambios son bastante fugaces. Las estrellas que ahora vemos en el cielo nocturno eran las mismas hace miles de años, cuando los faraones egipcios podían verlas, pero de hecho, durante 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 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 ciudadano medio.

Para la persona promedio, el espacio parece ser un mundo de calma y silencio. De hecho, el Universo es un laboratorio físico gigante donde se están produciendo enormes transformaciones, durante las cuales cambian la composición química, las características físicas y la estructura de las estrellas. La vida de una estrella dura mientras brilla y desprende calor. Sin embargo, un estado tan brillante no dura para siempre. Al 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 entre 5 y 7 mil millones de años

Toda nuestra información sobre las estrellas hoy encaja en el 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 permiten comprender el complejo proceso de fusión nuclear que permite que una estrella exista, emitiendo calor y dando luz al espacio circundante. En el nacimiento de una estrella se forma un equilibrio hidrostático y térmico, mantenido por sus propias fuentes de energía. Al final de una brillante carrera estelar, este equilibrio se altera. Comienza una serie de procesos irreversibles, cuyo resultado es la destrucción de la estrella o su colapso, un grandioso proceso de muerte instantánea y brillante del cuerpo celeste.

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

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

La evolución de las estrellas desde un punto de vista científico.

Cualquier estrella nace de una acumulación de gas interestelar frío que, bajo la influencia de fuerzas gravitacionales externas e internas, se comprime al estado de una bola de gas. El proceso de compresión de la 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 comienza la fusión termonuclear. A partir de este momento se detiene la compresión de la materia estelar y se alcanza un equilibrio entre los estados hidrostático y térmico del objeto. El Universo se ha repuesto con una nueva estrella de pleno derecho.

El principal combustible estelar es el átomo de hidrógeno como resultado de una reacción termonuclear iniciada.

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 enfriando las capas internas del cuerpo celeste. Las reacciones termonucleares que ocurren constantemente y la compresión gravitacional en las entrañas de la estrella compensan la pérdida. Mientras haya suficiente combustible nuclear en las entrañas de la estrella, ésta brillará con una luz brillante y emitirá 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 emite energía térmica, que sólo es visible en el rango de infrarrojos.

Con base en los procesos descritos, podemos concluir que la evolución de las estrellas representa un cambio constante en las fuentes de energía estelar. En la astrofísica moderna, los procesos de transformación de las estrellas se pueden ordenar según tres escalas:

• cronograma nuclear;
• período térmico de la vida de una estrella;
• Segmento dinámico (final) de la vida de una 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 y emita energía producto de reacciones nucleares. La duración de esta etapa se estima determinando la cantidad de hidrógeno que se convertirá en helio durante la fusión termonuclear. Cuanto mayor es la masa de la estrella, mayor es la intensidad de las reacciones nucleares y, en consecuencia, mayor es la luminosidad del objeto.

Tamaños y masas de varias estrellas, desde una supergigante hasta una enana roja.

La escala de tiempo térmica define la etapa de evolución durante la cual una estrella gasta toda su energía térmica. Este proceso comienza desde el momento en que se agotan las últimas reservas de hidrógeno y se detienen las reacciones nucleares. Para mantener el equilibrio del objeto, se inicia un proceso de compresión. La materia estelar cae hacia el centro. En este caso, la energía cinética se convierte en energía térmica, que se gasta 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.

Una estrella en camino a la secuencia principal

La formación de estrellas se produce según una escala 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 las profundidades de la futura estrella. Se detiene la caída libre de moléculas y átomos y se detiene el proceso de compresión del gas estelar. Este estado de un objeto suele denominarse protoestrella. El objeto es 90% de hidrógeno molecular. Cuando la temperatura alcanza los 1800 K, el hidrógeno pasa al estado atómico. Durante el proceso de descomposición, se consume energía y el aumento de temperatura se ralentiza.

El Universo se compone de un 75% de hidrógeno molecular, que durante la formación de protoestrellas se convierte en hidrógeno atómico, el combustible nuclear de una estrella.

En este 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 se ioniza primero todo el hidrógeno y luego se ioniza el helio. A una temperatura de 10⁵ K, el gas está completamente ionizado, se detiene la compresión de la estrella y se produce el equilibrio hidrostático del objeto. La evolución posterior de la estrella se producirá de acuerdo con la escala de tiempo térmica, mucho más lenta y consistente.

El radio de la protoestrella ha ido disminuyendo desde las 100 UA desde el comienzo de su formación. hasta ¼ a.u. 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, lo que acompañará al proceso de convección, la transferencia de energía desde las capas internas de la estrella a su borde exterior. Posteriormente, a medida que aumenta la temperatura en el interior del cuerpo celeste, la convección da paso a la transferencia radiativa, moviéndose hacia la superficie de la estrella. En este momento, la luminosidad del objeto aumenta rápidamente y también aumenta la temperatura de las capas superficiales de la bola estelar.

Procesos de convección y transferencia radiativa en una estrella recién formada antes del inicio de reacciones de fusión termonuclear.

Por ejemplo, en el caso de estrellas con una masa idéntica a la de nuestro Sol, la compresión de la nube protoestelar se produce en tan solo unos pocos cientos de años. En cuanto a la etapa final de formación del objeto, la condensación de la materia estelar se prolonga durante millones de años. El Sol avanza bastante rápido hacia la secuencia principal y este viaje durará cientos de millones o miles de millones de años. En otras palabras, cuanto mayor es la masa de una estrella, más largo es el tiempo necesario para formar 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

A pesar de que algunas reacciones de fusión termonuclear comienzan a temperaturas más bajas, la fase principal de la combustión del hidrógeno comienza a una temperatura de 4 millones de grados. A partir de este momento comienza la fase de secuencia principal. Entra en juego una nueva forma de reproducción de energía estelar: la nuclear. La energía cinética liberada durante la compresión de un objeto pasa a un segundo plano. El equilibrio alcanzado garantiza una vida larga y tranquila a una estrella que se encuentra en la fase inicial de la secuencia principal.

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

A partir de este momento, 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 cuando la única fuente de energía estelar es el resultado de la combustión de hidrógeno. El objeto está en estado de equilibrio. A medida que se consume combustible nuclear, sólo cambia la composición química del objeto. La estancia del Sol en la fase de secuencia principal durará aproximadamente 10 mil millones de años. Este es el tiempo que tardará nuestra estrella nativa en agotar todo su suministro de hidrógeno. En cuanto a las estrellas masivas, su evolución es más rápida. Al emitir más energía, una estrella masiva permanece en la fase de secuencia principal durante sólo 10 a 20 millones de años.

Las estrellas menos masivas arden en el cielo nocturno durante mucho más tiempo. 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 evalúa la relación entre el espectro de las estrellas y su luminosidad. Los puntos del diagrama son las ubicaciones de estrellas conocidas. Las flechas indican el desplazamiento de las estrellas de la secuencia principal a las fases gigante y enana blanca.

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

Los cuerpos celestes cuya masa es inferior a 0,08 M ​​no tienen la oportunidad de superar la masa crítica necesaria para el inicio de la fusión termonuclear y permanecen fríos durante toda su vida. Las protoestrellas más pequeñas colapsan y forman planetas enanos.

Una enana marrón parecida a un planeta en comparación con una estrella normal (nuestro Sol) y el planeta Júpiter.

En la parte inferior de la secuencia se encuentran objetos concentrados 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 – 1,5 M.

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 complejo y multifacético, por lo que la evolución de las estrellas puede tomar otros caminos.

Al viajar 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 tranquilidad y descansa pacíficamente 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 como 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 las entrañas de la estrella se agotan por completo, la región central del objeto es un núcleo de helio y las reacciones termonucleares se desplazan hacia la superficie del objeto. Bajo la influencia de la fusión termonuclear, la capa se expande, pero la masa del núcleo de helio aumenta. Una estrella ordinaria se convierte en una gigante roja.

Fase gigante y sus características.

En estrellas de baja masa, 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, un aumento de presión y temperatura conduce al inicio de la síntesis de helio, cubriendo toda la región central del objeto. A partir de este momento, la temperatura de la estrella aumenta rápidamente. La característica principal del proceso es que el gas degenerado no tiene capacidad de expandirse. Bajo la influencia de altas temperaturas, solo aumenta la velocidad de fisión del helio, lo que va acompañado 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. La estrella pasa a un nuevo estado, donde todos los procesos termodinámicos ocurren en el núcleo de helio y en la capa exterior descargada.

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 estable. La materia estelar se mezcla constantemente y una parte importante de ella se expulsa al espacio circundante, formando una nebulosa planetaria. En el centro permanece un núcleo caliente, llamado enana blanca.

Para estrellas con grandes masas, los procesos enumerados anteriormente no son tan catastróficos. La combustión del helio se sustituye por la reacción de fisión nuclear del carbono y el silicio. Con el tiempo, el núcleo de la estrella se convertirá en hierro estelar. La fase gigante está determinada por la masa de la estrella. Cuanto mayor es la masa de un objeto, menor es la temperatura en su centro. Es evidente que esto no es suficiente para desencadenar la 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 provocan una caída de presión y el núcleo entra en un estado de colapso. La energía liberada en este caso se gasta en la desintegración del hierro en átomos de helio, que luego se desintegran en protones y neutrones. El proceso de ejecución se desarrolla a un ritmo rápido. El colapso de una estrella caracteriza el segmento dinámico de la escala y dura una fracción de segundo. La combustión de los residuos de combustible nuclear se produce de forma explosiva, liberando una cantidad colosal de energía en una fracción de segundo. Esto es suficiente para hacer estallar las capas superiores del objeto. La etapa final de una enana blanca es la explosión de una 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). Energía liberada cuando las capas exteriores de una estrella se desprenden 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 ha repuesto 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 la materia estelar restante finalmente cayera en el centro del objeto, formando un agujero negro.

Explicando la parte final de la evolución estelar

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 demuestra la existencia real de procesos de compresión de la materia estelar. El 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 - desprendimiento de capas exteriores - enana blanca;
• estrella masiva – supergigante roja – explosión de supernova – estrella de neutrones o agujero negro – nada.

Diagrama 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 un punto de vista científico. Los científicos nucleares coinciden en que en el caso de la etapa final de la evolución estelar, nos enfrentamos a la fatiga de la materia. Como resultado de una influencia mecánica y termodinámica prolongada, la materia cambia sus propiedades físicas. La fatiga de la materia estelar, agotada por reacciones nucleares de larga duración, puede explicar la aparición del gas de electrones degenerado, su posterior neutronización y aniquilación. Si todos los procesos anteriores tienen lugar de principio a fin, la materia estelar deja de ser una sustancia física: la estrella desaparece en el espacio sin dejar nada.

Las burbujas interestelares y las nubes de gas y polvo, que son el lugar de nacimiento de las estrellas, no pueden reponerse únicamente con estrellas desaparecidas y que explotaron. El Universo y las galaxias se encuentran en un estado de 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 se perdió en un lugar, en otro lugar del Universo apareció la misma cantidad de materia en una forma diferente.

En conclusión

Al estudiar la evolución de las estrellas, llegamos a la conclusión de que el Universo es una gigantesca solución enrarecida 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. En este sentido, un agujero negro es el lugar de transición de toda la materia a antimateria. Es bastante difícil comprender completamente el significado de lo que está sucediendo, especialmente si, al estudiar la evolución de las estrellas, se confía únicamente en las leyes de la física nuclear, cuántica y la termodinámica. En el estudio de este tema debe incluirse la teoría de la probabilidad relativa, que permite la curvatura del espacio, permitiendo la transformación de una energía en otra, de un estado en otro.

La evolución de las estrellas es el cambio a lo largo del tiempo en las características físicas, estructura interna y composición química de las estrellas. La teoría moderna de la evolución estelar es capaz de explicar el curso general del desarrollo estelar en satisfactoria concordancia con los datos de las observaciones astronómicas. El curso de 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 ligera mezcla de deuterio y litio). Durante la evolución de las estrellas de primera generación se formaron elementos pesados ​​que fueron expulsados ​​al espacio interestelar como resultado de la salida de materia de las estrellas o durante 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 está sustentada por sus propias fuentes de energía. El proceso de formación de estrellas continúa de forma continua y continúa hasta el día de hoy.

Para explicar la estructura del megamundo, lo más importante es la interacción gravitacional. En las nebulosas de gas y polvo, bajo la influencia de las fuerzas gravitacionales, se forman heterogeneidades inestables, por lo que la materia difusa se descompone en una serie de condensaciones. Si tales condensaciones persisten el tiempo suficiente, con el tiempo se convierten en estrellas. Es importante señalar que el proceso de nacimiento no es el de una estrella individual, sino el 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 que conducen a una mayor concentración.

Las estrellas jóvenes son aquellas que aún se encuentran en la etapa de compresión gravitacional inicial. La temperatura en el centro de estas estrellas aún no es suficiente para que se produzcan reacciones termonucleares. El brillo de las estrellas se produce únicamente debido a la conversión de la energía gravitacional en calor. La compresión gravitacional es la primera etapa en la evolución de las estrellas. Esto provoca el calentamiento de la zona central de la estrella hasta la temperatura a la que comienza la reacción termonuclear (10 – 15 millones de K): la transformación del hidrógeno en helio.

La enorme energía que emiten las estrellas se genera como resultado de procesos nucleares que ocurren en el interior de las estrellas. La energía generada en el interior de una estrella le permite emitir 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. En el interior de las estrellas son posibles dos tipos de reacciones termonucleares en las que interviene el hidrógeno, llamadas ciclos del hidrógeno (protón-protón) y del carbono (carbono-nitrógeno). En el primer caso sólo se requiere hidrógeno para que se produzca la reacción; 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 los núcleos de helio como resultado de la fusión nuclear.

Dado que la transformación de cuatro protones en un núcleo de helio produce dos neutrinos, en las profundidades del Sol se generan 1,8∙10 38 neutrinos cada segundo. Los neutrinos interactúan débilmente con la materia y tienen un gran poder de penetración. Después de atravesar una enorme capa de materia solar, los neutrinos retienen toda la información que recibieron en reacciones termonucleares en las profundidades del Sol. La densidad de flujo de los neutrinos solares que caen sobre la superficie de la Tierra es 6,6∙10 10 neutrinos por 1 cm 2 por 1 s. Medir el flujo de neutrinos que caen sobre la Tierra permite juzgar los procesos que tienen lugar en el interior del Sol.

Por tanto, la fuente de energía de la mayoría de las estrellas son las reacciones termonucleares del hidrógeno en la zona central de la estrella. Como resultado de una reacción termonuclear, se produce 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 da como resultado un estado estable de equilibrio: la presión de la radiación saliente se equilibra con la presión de la gravedad. La contracción adicional de la estrella se detiene siempre que se produzca una cantidad suficiente de 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. Las reservas de hidrógeno de la estrella duran miles de millones de años. Esto explica por qué las estrellas son estables durante tanto tiempo. Hasta que se queme todo el hidrógeno de la zona central, las propiedades de la estrella cambian poco.

El campo de combustión de hidrógeno en la zona central de la estrella forma un núcleo de helio. Las reacciones del hidrógeno continúan ocurriendo, pero sólo en una capa delgada cerca de la superficie del núcleo. Las reacciones nucleares se mueven 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 comienza a expandirse. El caparazón se hincha hasta alcanzar tamaños colosales, la temperatura exterior desciende. La estrella entra en el escenario de gigante roja. A partir de este momento, la vida de la estrella comienza a decaer. Las gigantes rojas se caracterizan por bajas temperaturas y tamaños enormes (de 10 a 1000 R c). La densidad media de la sustancia en ellos no alcanza los 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, al pasar 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 dentro de 8 mil millones de años.

La gigante roja se caracteriza por temperaturas externas bajas, pero temperaturas internas muy altas. A medida que aumenta, 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 mayores. Cuando se forma magnesio, todo el helio en el núcleo de la estrella se ha agotado y, para que sean posibles más reacciones nucleares, la estrella debe contraerse nuevamente y su temperatura aumentar. Sin embargo, esto no es posible para todas las estrellas, sólo para las grandes cuya masa supera 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 las estrellas cuya masa excede el límite de Chandrasekhar, debido a la compresión gravitacional, la temperatura aumenta a 2 mil millones de grados, las reacciones continúan y se forman elementos más pesados, hasta el hierro. Cuando las estrellas explotan, se forman elementos más pesados ​​que el hierro.

Como resultado del aumento de presión, 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 destino futuro de la estrella depende de su masa.

Con una masa inferior a 1,4 masas solares, la estrella entra en un estado estacionario con una densidad muy alta (cientos de toneladas por 1 cm 3). Estas estrellas se llaman enanas blancas. En el proceso de convertir una gigante roja en una enana blanca, una raza puede deshacerse de sus capas externas como una capa ligera, exponiendo el núcleo. La capa de gas brilla intensamente bajo la influencia de la poderosa radiación de la estrella. Así se forman las nebulosas planetarias. Con altas densidades de materia dentro de una enana blanca, las capas electrónicas 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 se encuentran en un estado de equilibrio debido a la igualdad de fuerzas entre la gravedad (factor de compresión) y la presión del gas degenerado en las entrañas 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 se acompaña de expulsiones de la envoltura estelar al espacio interestelar. La estrella cambia gradualmente de color de blanco a amarillo, luego a rojo y finalmente deja de emitir, convirtiéndose en un pequeño objeto sin vida, una estrella muerta y fría, cuyo tamaño es menor que el de la Tierra y su masa es comparable. a la masa del Sol. La densidad de una estrella así es miles de millones de veces mayor que la densidad del agua. Estas estrellas se llaman enanas negras. Así es como la mayoría de las estrellas terminan su existencia.

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

Si la repulsión de partículas y otras razones detienen el colapso, se produce una poderosa explosión: una explosión de supernova con la expulsión de una parte importante de la materia al espacio circundante y la formación de nebulosas de gas. 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 su transformación en enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros. Durante una explosión, se libera energía en una cantidad de 10 43 ─ 10 44 J con una potencia de radiación de 10 34 W. En este caso, el brillo de la estrella aumenta decenas de magnitudes en unos pocos días. La luminosidad de una supernova puede superar la luminosidad de toda la galaxia en la que explotó.

La nebulosa de gas formada durante la explosión de una supernova está formada en parte por las capas superiores de la estrella expulsadas por la explosión y en parte por materia interestelar compactada y calentada por los productos voladores de la explosión. La nebulosa de gas más famosa es la Nebulosa del Cangrejo en la constelación de Tauro, un remanente de la supernova de 1054. Los remanentes de supernovas jóvenes se expanden a velocidades de 10 a 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 a millones de Kelvin y se convierte en una fuente de radiación de rayos X. La propagación de una onda de choque en un gas conduce a la aparición de partículas cargadas rápidamente (rayos cósmicos) que, moviéndose en un campo magnético interestelar comprimido potenciado por la misma onda, emiten radiación 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.

En 1980 se habían descubierto más de 500 explosiones de supernovas, pero no se había observado ni una sola en nuestra galaxia. Los astrofísicos han calculado que en nuestra galaxia las supernovas explotan en las inmediaciones del Sol cada 10 millones de años. En promedio, se produce una explosión de supernova en la Metagalaxia cada 30 años.

Las dosis de radiación cósmica en la Tierra pueden superar el nivel normal en 7.000 veces. Esto conducirá a graves mutaciones en los organismos vivos de nuestro planeta. Algunos científicos explican de esta manera la muerte repentina de los dinosaurios.

Parte de la masa de una supernova en explosión 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 y su 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 . Al aumentar la compresión y la presión, se hace posible la reacción de absorción de electrones por protones. Como resultado, toda la materia de la estrella estará formada por neutrones. La neutronización de una estrella va acompañada de una poderosa explosión de radiación de neutrinos. Durante la explosión de supernova SN1987A, la duración de la explosión de neutrinos fue de 10 s y la energía transportada por todos los neutrinos alcanzó 3∙10 46 J. La temperatura de la estrella de neutrones alcanza los mil millones de K. Las estrellas de neutrones se enfrían muy rápidamente, su luminosidad se debilita. Pero emiten 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 emitir radiofrecuencias en forma de pulsos repetidos. Por eso las estrellas de neutrones se llaman púlsares. Los primeros púlsares fueron descubiertos 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 emisión de pulso de 0,03 s. Actualmente se conocen cientos de estrellas de neutrones. Una estrella de neutrones podría aparecer como resultado del llamado “colapso silencioso”. Si una enana blanca entra en un sistema binario de estrellas cercanas, se produce el fenómeno de acreción cuando la materia de la estrella vecina fluye hacia la enana blanca. La masa de la enana blanca crece y en cierto 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 degenerado de neutrones es inestable y la contracción gravitacional continúa hasta la formación de un objeto llamado agujero negro. El término "agujero negro" fue introducido por J. Wheeler en 1968. Sin embargo, la idea de tales objetos surgió varios siglos antes, después del descubrimiento de la ley de la gravitación universal por I. Newton en 1687. En 1783, J. Mitchell sugirió que en la naturaleza deberían existir estrellas oscuras cuyo campo gravitacional sea tan fuerte que la luz no pueda escapar de ellas. En 1798, P. Laplace expresó la misma idea. En 1916, el físico Schwarzschild, resolviendo las ecuaciones de Einstein, llegó a la conclusión de 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 gravitacional es tan fuerte que la segunda velocidad cósmica de los cuerpos ubicados en esta región debe exceder la velocidad de la luz, es decir De un agujero negro no puede salir nada, 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, G es la constante gravitacional. El radio gravitacional de la Tierra es de 9 mm, el del Sol es de 3 km. El límite de la región más allá de la cual la luz no escapa se llama horizonte de sucesos de un agujero negro. Los agujeros negros en rotación tienen un radio de horizonte de sucesos más pequeño que el radio gravitacional. De particular interés es la posibilidad de que un agujero negro capture cuerpos que llegan desde el infinito.

La teoría permite la existencia de agujeros negros con una masa de 3 a 50 masas solares, formados 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 que pesan millones y Miles de millones de masas solares, agujeros negros primarios (relictos) se formaron en las primeras etapas de la evolución del Universo. Los agujeros negros reliquias que pesan más de 10 15 g (la masa de una montaña promedio en la Tierra) deberían haber sobrevivido hasta el día de hoy gracias al mecanismo de evaporación cuántica de los agujeros negros propuesto por S.W.

Los astrónomos detectan los agujeros negros gracias a su potente radiación de rayos X. Un ejemplo de este tipo de estrella es la potente fuente de rayos X Cygnus X-1, cuya masa supera los 10 M s. Los agujeros negros se encuentran a menudo en sistemas estelares binarios de rayos X. En estos sistemas ya se han descubierto decenas de agujeros negros de masa estelar (m agujeros negros = 4-15 M s). Gracias a los efectos de las lentes gravitacionales se han descubierto varios agujeros negros individuales de 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 fuerzas gravitacionales hacia un agujero negro. La materia que fluye hacia un agujero negro tiene momento angular. Por 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 rayos X. Esta radiación se puede utilizar para 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. A partir del estudio de la imagen de rayos X del centro de nuestra Galaxia, obtenida con el satélite CHANDRA, se ha establecido la presencia de un agujero negro supermasivo, cuya masa es 4 millones de veces la masa del Sol. 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 un tamaño y una densidad tan inimaginablemente enormes, el agujero negro debe haberse formado a lo largo de muchos miles de millones de años, atrayendo y absorbiendo materia continuamente. Los científicos estiman su edad en 12,7 mil millones de años, es decir. Comenzó a formarse aproximadamente 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).

Estrechamente relacionada con la evolución de las estrellas está la cuestión del origen de los elementos químicos. Si el hidrógeno y el helio son elementos que quedaron de las primeras etapas de la evolución del Universo en expansión, entonces los elementos químicos más pesados ​​sólo podrían formarse en las profundidades de las estrellas durante reacciones termonucleares. En el interior de las estrellas, las reacciones termonucleares pueden producir hasta 30 elementos químicos (incluido el hierro).

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

Al final de la evolución, dependiendo de la masa, la estrella explota o arroja más silenciosamente materia, ya enriquecida con elementos químicos pesados. En este caso, se forman los elementos restantes de la tabla periódica. Las estrellas de las próximas generaciones se forman a partir del medio interestelar enriquecido con elementos pesados. Por ejemplo, el Sol es una estrella de segunda generación, formada a partir de materia que ya se encontraba en las entrañas de las estrellas y se ha enriquecido con elementos pesados. Por tanto, la edad de las estrellas se puede juzgar por su composición química, determinada mediante análisis espectral.

Si se acumula suficiente materia en algún lugar del Universo, se comprime formando una masa densa, en la que comienza una reacción termonuclear. Así brillan las estrellas. Los primeros estallaron en la oscuridad del joven Universo hace 13,7 mil millones (13,7 * 10 9) años, y nuestro Sol, hace sólo unos 4,5 mil millones de años. La vida útil de una estrella y los procesos que ocurren al final de este período dependen de la masa de la estrella.

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

Destino de los gigantes

Las estrellas más grandes y masivas arden rápidamente y explotan como supernovas. Después de una explosión de supernova, queda una estrella de neutrones o un agujero negro, y alrededor de ellos, la colosal energía de la explosión expulsa materia, que luego se convierte en material para nuevas estrellas. De nuestros vecinos estelares más cercanos, tal destino aguarda, por ejemplo, a Betelgeuse, pero es imposible calcular cuándo explotará.

Nebulosa formada como resultado de la eyección de materia durante la explosión de una supernova. En el centro de la nebulosa hay una estrella de neutrones.

Una estrella de neutrones es un fenómeno físico aterrador. El núcleo de una estrella en explosión se comprime, de forma muy parecida al gas de un motor de combustión interna, sólo que muy grande y eficiente: una bola con un diámetro de cientos de miles de kilómetros se convierte en una bola de entre 10 y 20 kilómetros de diámetro. La fuerza de compresión es tan fuerte que los electrones caen sobre los núcleos atómicos y forman neutrones, de ahí el nombre.

NASA Estrella de neutrones (visión del artista)

La densidad de la materia durante dicha compresión aumenta en unos 15 órdenes de magnitud y la temperatura aumenta a unos increíbles 10 12 K en el centro de la estrella de neutrones y 1.000.000 K en la periferia. Parte de esta energía se emite en forma de radiación de fotones, mientras que otra parte es transportada por neutrinos producidos en el núcleo de una estrella de neutrones. Pero incluso gracias al enfriamiento muy eficiente de los neutrinos, una estrella de neutrones se enfría muy lentamente: se necesitan 10 16 o incluso 10 22 años para agotar completamente su energía. Es difícil decir qué quedará en lugar de la estrella de neutrones enfriada, e imposible de observar: el mundo es demasiado joven para eso. Se supone que en lugar de la estrella enfriada se volverá a formar un agujero negro.

Los agujeros negros surgen del colapso gravitacional de objetos muy masivos, como las explosiones de supernovas. Quizás, después de billones de años, las estrellas de neutrones enfriadas se conviertan en agujeros negros.

El destino de las estrellas medianas.

Otras estrellas menos masivas permanecen en la secuencia principal por más tiempo que las más grandes, pero una vez que la abandonan, mueren mucho más rápido que sus parientes de neutrones. Más del 99% de las estrellas del Universo nunca explotarán y se convertirán en agujeros negros o estrellas de neutrones; sus núcleos son demasiado pequeños para tales dramas cósmicos. En cambio, las estrellas de masa intermedia se convierten al final de su vida en gigantes rojas que, dependiendo de su masa, se convierten en enanas blancas, explotan y se disipan por completo o se convierten en estrellas de neutrones.

Las enanas blancas representan actualmente del 3 al 10% de la población estelar del Universo. Su temperatura es muy alta (más de 20.000 K, más de tres veces la temperatura de la superficie del Sol), pero aún menor que la de las estrellas de neutrones, y debido a su menor temperatura y su mayor área, las enanas blancas se enfrían más rápido (en 10 14 - 10 15 años. Esto significa que en los próximos 10 billones de años (cuando el universo será mil veces más viejo de lo que es ahora) aparecerá en el universo un nuevo tipo de objeto: una enana negra, producto del enfriamiento de una enana blanca.

Aún no hay enanas negras en el espacio. Incluso las estrellas más antiguas que se están enfriando hasta la fecha han perdido un máximo del 0,2% de su energía; para una enana blanca con una temperatura de 20.000 K, esto significa enfriarse a 19.960 K.

Para los más pequeños

La ciencia sabe aún menos sobre lo que sucede cuando las estrellas más pequeñas, como nuestra vecina más cercana, la enana roja Próxima Centauri, se enfrían que sobre las supernovas y las enanas negras. La fusión termonuclear en sus núcleos avanza lentamente y permanecen en la secuencia principal más tiempo que otros; según algunos cálculos, hasta 10 12 años, y después de eso, presumiblemente, continuarán viviendo como enanas blancas, es decir, brillar durante otros 10 14 - 10 15 años antes de transformarse en una enana negra.