¿Cuál es el comienzo de la vida de una estrella? Ciclo de vida de una estrella

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

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

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

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

Consideremos brevemente las principales etapas de la evolución estelar.

Cambio en las características físicas, estructura interna y la composición química de la estrella a lo largo del tiempo.

Fragmentación de la materia. .

Se supone que las estrellas se forman durante la compresión gravitacional de fragmentos de una nube de gas y polvo. Así, los llamados glóbulos pueden ser lugares de formación de estrellas.

Un glóbulo es una nube interestelar densa y opaca de polvo molecular (gas-polvo), que se observa sobre el fondo de nubes luminosas de gas y polvo en forma de una formación redonda oscura. Se compone predominantemente de hidrógeno molecular (H 2) y helio (Él ) con una mezcla de moléculas de otros gases y granos de polvo interestelar sólidos. Temperatura del gas en el glóbulo (principalmente la temperatura del hidrógeno molecular) T≈ 10÷ 50K, densidad media n~ 10 5 partículas/cm 3, que es varios órdenes de magnitud mayor que en las nubes de gas y polvo convencionales más densas, diámetro D~ 0,1 ÷ 1 . Masa de glóbulos M≤ 10 2 × METRO ⊙ . En algunos glóbulos, tipo joven. T Tauro.

La nube es comprimida por su propia gravedad debido a la inestabilidad gravitacional, que puede surgir espontáneamente o como resultado de la interacción de la nube con una onda de choque de un flujo de viento estelar supersónico de otra fuente cercana de formación de estrellas. Hay otras posibles causas de la inestabilidad gravitacional.

Los estudios teóricos muestran que en las condiciones que existen en las nubes moleculares ordinarias (T≈ 10 ÷ 30K y n ~ 10 2 partículas/cm 3), el inicial puede ocurrir en volúmenes de nubes con masa M≥ 10 3 × METRO ⊙ . En tal nube que colapsa, es posible una mayor desintegración en fragmentos menos masivos, cada uno de los cuales también se comprimirá bajo la influencia de su propia gravedad. Las observaciones muestran que en la Galaxia, durante el proceso de formación de estrellas, no una, sino un grupo de estrellas con diferentes masas, por ejemplo, un cúmulo de estrellas abierto.

Cuando se comprime en regiones centrales La densidad de la nube aumenta, por lo que llega un momento en que la sustancia de esta parte de la nube se vuelve opaca a su propia radiación. En las profundidades de la nube aparece una condensación densa y estable, que los astrónomos llaman Oh.

La fragmentación de la materia es la desintegración de una nube de polvo molecular en partes más pequeñas, cuya parte posterior da lugar a la aparición.

- un objeto astronómico que se encuentra en el escenario, desde el cual después de un tiempo (para la masa solar esta vez T ~ 10 8 años) se forma normal.

Con una mayor caída de materia desde la capa de gas hacia el núcleo (acreción), la masa de este último y, por tanto, la temperatura, aumentan tanto que la presión del gas y la radiación se comparan con las fuerzas. La compresión del kernel se detiene. La formación está rodeada por una capa de gas y polvo, opaca a la radiación óptica, que solo permite el paso de radiación infrarroja y de longitud de onda más larga. Un objeto de este tipo (-capullo) se observa como una poderosa fuente de radiación de radio e infrarroja.

Con un mayor aumento de la masa y la temperatura del núcleo, una ligera presión detiene la acumulación y los restos de la capa se dispersan en el espacio exterior. Aparece una joven características físicas que dependen de su masa y composición química inicial.

La principal fuente de energía de una estrella naciente es aparentemente la energía liberada durante la compresión gravitacional. Esta suposición se deriva del teorema del virial: en un sistema estacionario la suma energía potencial mi p todos los miembros del sistema y doble energía cinética 2 mi a de estos términos es igual a cero:

E p + 2 E k = 0. (39)

El teorema es válido para sistemas de partículas que se mueven en área limitada espacio bajo la influencia de fuerzas, cuya magnitud es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia entre partículas. De ello se deduce que la energía térmica (cinética) es igual a la mitad de la energía gravitacional (potencial). Cuando una estrella se contrae, la energía total de la estrella disminuye, mientras que la energía gravitacional disminuye: la mitad del cambio en la energía gravitacional sale de la estrella a través de la radiación y, debido a la segunda mitad, aumenta. energía térmica estrellas.

Estrellas jóvenes de baja masa(hasta tres masas solares) que se acercan Secuencia principal, completamente convectivo; el proceso de convección cubre todas las áreas de la estrella. Se trata esencialmente de protoestrellas, en cuyo centro apenas comienzan las reacciones nucleares y toda la radiación se debe principalmente a. Aún no se ha establecido que las estrellas estén disminuyendo a un ritmo constante. temperatura efectiva. En el diagrama de Hertzsprung-Russell, estas estrellas forman una trayectoria casi vertical llamada trayectoria de Hayashi. A medida que la compresión disminuye, el joven se acerca a la secuencia principal.

A medida que la estrella se contrae, la presión del gas de electrones degenerado comienza a aumentar, y cuando se alcanza un cierto radio de la estrella, la compresión se detiene, lo que provoca una parada. mayor crecimiento temperatura central provocada por la compresión, y luego a su disminución. Para estrellas de menos de 0,0767 masas solares, esto no sucede: se liberan durante reacciones nucleares nunca habrá suficiente energía para equilibrar la presión interna y. Estas "estrellas inferiores" emiten más energía de la que se produce durante las reacciones nucleares y se clasifican como; su destino es una compresión constante hasta que la presión del gas degenerado la detiene, y luego un enfriamiento gradual con el cese de todas las reacciones nucleares que han comenzado..

Las estrellas jóvenes de masa intermedia (de 2 a 8 veces la masa del Sol) evolucionan cualitativamente exactamente de la misma manera que sus hermanas más pequeñas, excepto que no tienen zonas convectivas hasta la secuencia principal.

Estrellas con una masa superior a 8 masas solaresYa tienen las características de las estrellas normales, ya que han pasado por todas las etapas intermedias y fueron capaces de alcanzar tal velocidad de reacciones nucleares que compensan la energía perdida por la radiación mientras se acumula la masa del núcleo. La salida de masa de estas estrellas es tan grande que no sólo detiene el colapso de las regiones exteriores de la nube molecular que aún no han pasado a formar parte de la estrella, sino que, por el contrario, las descongela. Por tanto, la masa de la estrella resultante es notablemente menor que la masa de la nube protoestelar.

Secuencia principal

La temperatura de la estrella aumenta hasta alcanzar en las regiones centrales valores suficientes para permitir reacciones termonucleares, que luego se convierten en la principal fuente de energía de la estrella. Para estrellas masivas ( METRO > 1 ÷ 2 × METRO ⊙ ) es la “combustión” de hidrógeno en el ciclo del carbono; Para las estrellas con una masa igual o menor que la masa del Sol, la energía se libera en la reacción protón-protón. entra en la etapa de equilibrio y ocupa su lugar en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell: una estrella de gran masa tiene una temperatura central muy alta ( T ≥ 3 × 10 7K ), la producción de energía es muy intensa, - en la secuencia principal ocupa un lugar por encima del Sol en la región temprana ( O...A, (F )); una estrella de pequeña masa tiene una temperatura central relativamente baja ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), la producción de energía no es tan intensa, - en la secuencia principal ocupa un lugar al lado o debajo del Sol en la región de los últimos tiempos (( F), G, K, M).

Pasa hasta el 90% del tiempo que la naturaleza le asigna para su existencia en la secuencia principal. El tiempo que pasa una estrella en la etapa de secuencia principal también depende de su masa. Si, con masa M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O o B está en la etapa de secuencia principal durante aproximadamente 10 7 años, mientras que la enana roja K 5 con masa M ≈ 0,5 × M ⊙ Está en la etapa de secuencia principal durante unos 10 11 años, es decir, un tiempo comparable a la edad de la Galaxia. Las estrellas masivas y calientes pasan rápidamente a las siguientes etapas de evolución, las enanas frías se encuentran en la etapa de secuencia principal a lo largo de la existencia de la galaxia. Se puede suponer que las enanas rojas son el principal tipo de población de la galaxia.

Gigante roja (supergigante).

La rápida quema de hidrógeno en las regiones centrales de estrellas masivas conduce a la aparición de un núcleo de helio. Con una fracción de la masa de hidrógeno de varios por ciento en el núcleo, la reacción del carbono de convertir hidrógeno en helio se detiene casi por completo. El núcleo se contrae, provocando que su temperatura aumente. Como resultado del calentamiento causado por la compresión gravitacional del núcleo de helio, el hidrógeno se "inflama" y comienza la liberación de energía en una capa delgada ubicada entre el núcleo y la capa extendida de la estrella. La capa se expande, el radio de la estrella aumenta, la temperatura efectiva disminuye y aumenta. "abandona" la secuencia principal y pasa a la siguiente etapa de evolución: a la etapa de una gigante roja o, si la masa de la estrella METRO > 10 × METRO ⊙ , en la etapa de supergigante roja.

A medida que aumentan la temperatura y la densidad, el helio comienza a "quemarse" en el núcleo. En T ~ 2 × 10 8 K y r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 comienza una reacción termonuclear, que se llama reacción ternaria a -proceso: de tres a -partículas (núcleos de helio 4Él ) se forma un núcleo estable de carbono 12 C. En la masa del núcleo de la estrella. METRO< 1,4 × M ⊙ тройной a -el proceso conduce a una liberación de energía explosiva: un destello de helio, que para una estrella en particular puede repetirse varias veces.

En las regiones centrales de estrellas masivas en etapa gigante o supergigante, un aumento de temperatura conduce a la formación secuencial de núcleos de carbono, carbono-oxígeno y oxígeno. Después de que el carbono se quema, ocurren reacciones que resultan en la formación de compuestos más pesados. elementos químicos, posiblemente núcleos de hierro. Una mayor evolución de una estrella masiva puede conducir a la expulsión de la capa, el estallido de una estrella en forma de nova o, con la posterior formación de objetos que constituyen la etapa final de la evolución de las estrellas: una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro.

La etapa final de la evolución es la etapa de evolución de todas las estrellas normales después de que estas estrellas han agotado su combustible termonuclear; cese de reacciones termonucleares como fuente de energía estelar; la transición de una estrella, dependiendo de su masa, a la etapa de enana blanca o agujero negro.

Las enanas blancas son la última etapa de evolución de todas las estrellas normales con masa M< 3 ÷ 5 × METRO ⊙ después de que estos hayan agotado su combustible termonuclear. Habiendo pasado la etapa de gigante (o subgigante) roja, se desprende de su caparazón y expone el núcleo que, a medida que se enfría, se convierte en una enana blanca. Radio pequeño (R bk ~ 10 -2 × R ⊙ ) y color blanco o blanco-azul (T b.k ~ 10 4 K) determinó el nombre de esta clase de objetos astronómicos. La masa de una enana blanca siempre es inferior a 1,4×M⊙ - se ha demostrado que las enanas blancas con grandes masas no puede existir. Con una masa comparable a la masa del Sol, y dimensiones comparables a las dimensiones planetas principales sistema solar, las enanas blancas tienen enormes densidad media: ρ b.k ~ 10 6 g/cm 3 , es decir, un peso con un volumen de 1 cm 3 de materia enana blanca pesa una tonelada. Aceleración caida libre en la superficie g b.k ~ 10 8 cm/s 2 (compárese con la aceleración en la superficie de la Tierra - g ≈980 cm/s2). Con tal carga gravitacional en las regiones internas de la estrella estado de equilibrio La enana blanca está sostenida por la presión del gas degenerado (en su mayoría degenerado). gas de electrones, ya que el aporte del componente iónico es pequeño). Recordemos que un gas en el que no existe una distribución de velocidades de partículas maxwelliana se llama degenerado. En tal gas, a ciertos valores de temperatura y densidad, el número de partículas (electrones) que tienen cualquier velocidad en el rango de v = 0 a v = v max será el mismo. v max está determinado por la densidad y la temperatura del gas. Con una masa de enana blanca M bk > 1,4 × M ⊙ velocidad máxima electrones en el gas es comparable a la velocidad de la luz, el gas degenerado se vuelve relativista y su presión ya no es capaz de soportar la compresión gravitacional. El radio del enano tiende a cero: se "colapsa" en un punto.

Las atmósferas delgadas y calientes de las enanas blancas están compuestas de hidrógeno, sin prácticamente ningún otro elemento detectable en la atmósfera; o del helio, mientras que el hidrógeno en la atmósfera es cientos de miles de veces menor que en las atmósferas de las estrellas normales. Según el tipo de espectro, las enanas blancas pertenecen a clases espectrales O, B, A, F. Para "distinguir" las enanas blancas de las estrellas normales, se coloca la letra D antes de la designación (DOVII, DBVII, etc. D es la primera letra en palabra inglesa Degenerado - degenerado). La fuente de radiación de una enana blanca es la reserva de energía térmica, que enano blanco recibido, siendo el núcleo de la estrella madre. Muchas enanas blancas heredaron de sus padres un fuerte campo magnético, cuya intensidad h ~ 10 8 E. Se cree que el número de enanas blancas es aproximadamente el 10% de numero total estrellas de la galaxia.

En la Fig. 15 muestra una fotografía de Sirius - la estrella más brillante cielo (α Can Mayor; metro v = -1 m .46; clase A1V). El disco visible en la imagen es consecuencia de la irradiación fotográfica y la difracción de la luz en la lente del telescopio, es decir, el disco de la estrella en sí no se resuelve en la fotografía. Los rayos provenientes del disco fotográfico de Sirio son rastros de distorsión frente de onda flujo luminoso sobre elementos ópticos de telescopios. Sirio se encuentra a una distancia de 2,64 del Sol, la luz de Sirio tarda 8,6 años en llegar a la Tierra, por lo que es una de las estrellas más cercanas al Sol. Sirio es 2,2 veces más masivo que el Sol; es M v = +1 m .43, es decir, nuestro vecino emite 23 veces más energía que el Sol.

La singularidad de la fotografía radica en el hecho de que, junto con la imagen de Sirio, fue posible obtener una imagen de su satélite: el satélite "brilla" con un punto brillante a la izquierda de Sirio. Sirio - telescópicamente: el propio Sirio se designa con la letra A y su satélite con la letra B. La magnitud aparente de Sirio es B m v = +8 m .43, es decir, es casi 10.000 veces más débil que Sirio A. La masa de Sirio B es casi exactamente igual a la masa del Sol, el radio es aproximadamente 0,01 del radio del Sol, la superficie La temperatura es de aproximadamente 12000K, pero Sirius B emite 400 veces más pequeño que el sol. Sirius B es una típica enana blanca. Además, se trata de la primera enana blanca, descubierta, por cierto, por Alfven Clarke en 1862 durante la observación visual a través de un telescopio.

Sirio A y Sirio B orbitan alrededor del mismo con un período de 50 años; la distancia entre los componentes A y B es de solo 20 AU.

Según la acertada observación de V.M.Lipunov, “maduran” dentro de estrellas masivas (con una masa de más de 10×M⊙ )". Los núcleos de las estrellas que evolucionan hacia una estrella de neutrones tienen 1,4× METRO ⊙ ≤ METRO ≤ 3 × METRO ⊙ ; Después de que las fuentes de reacciones termonucleares se sequen y el progenitor expulse una parte significativa de la materia en una llamarada, estos núcleos se convertirán en objetos independientes del mundo estelar, con características muy específicas. La compresión del núcleo de la estrella madre se detiene en una densidad comparable a la densidad nuclear (ρ n. h ~ 10 14 ÷ 10 15 g/cm 3). Con tal masa y densidad, el radio del nacimiento es de solo 10 y consta de tres capas. Se forma la capa exterior (o corteza exterior) red cristalina de núcleos atómicos hierro ( fe ) con una posible pequeña mezcla de núcleos atómicos de otros metales; El espesor de la corteza exterior es de sólo unos 600 m con un radio de 10 km. Debajo de la corteza exterior hay otra interior. corteza dura, que consta de átomos de hierro ( fe ), pero estos átomos están demasiado enriquecidos con neutrones. El espesor de esta corteza≈ 2 kilómetros. corteza interna limita con el núcleo de neutrones líquidos, cuyos procesos físicos están determinados propiedades notables líquido de neutrones - superfluidez y, si contiene electrones libres y protones, superconductividad. Es posible que en el mismo centro la sustancia contenga mesones e hiperones.

Giran rápidamente alrededor de un eje, desde una hasta cientos de revoluciones por segundo. Tal rotación en presencia de un campo magnético ( H ~ 10 13 ÷ 10 15 Oe) a menudo conduce al efecto observado de pulsación de radiación estelar en diferentes rangos ondas electromagnéticas. Vimos uno de estos púlsares dentro de la Nebulosa del Cangrejo.

Numero total la velocidad de rotación ya no es suficiente para la expulsión de partículas, por lo que no puede ser un radiopúlsar. Sin embargo, sigue siendo genial y capturado. campo magnético la estrella de neutrones circundante no puede caer, es decir, no se produce acumulación de materia.

Accrector (púlsar de rayos X). La velocidad de rotación disminuye hasta tal punto que ya nada impide que la materia caiga sobre una estrella de neutrones de este tipo. El plasma, al caer, se mueve a lo largo de las líneas del campo magnético y golpea. superficie dura cerca de los polos, calentándose hasta decenas de millones de grados. La materia calentada a temperaturas tan altas brilla en el rango de los rayos X. La región en la que la materia que cae interactúa con la superficie de la estrella es muy pequeña: sólo unos 100 metros. Debido a la rotación de la estrella, este punto caliente desaparece periódicamente de la vista, lo que el observador percibe como pulsaciones. Estos objetos se denominan púlsares de rayos X.

Georotador. La velocidad de rotación de estas estrellas de neutrones es baja y no impide la acreción. Pero el tamaño de la magnetosfera es tal que el campo magnético detiene el plasma antes de que sea capturado por la gravedad.

Si es un componente de cerrar sistema dual, entonces se produce un “bombeo” de materia desde la estrella normal (el segundo componente) hacia la estrella de neutrones. La masa puede exceder la crítica (M > 3×M⊙ ), entonces se viola la estabilidad gravitacional de la estrella, nada puede resistir la compresión gravitacional y "pasa" por debajo de su radio gravitacional

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

convirtiéndose en un “agujero negro”. En la fórmula dada para r g: M es la masa de la estrella, c es la velocidad de la luz, G es la constante gravitacional.

Un agujero negro es un objeto cuyo campo gravitacional es tan fuerte que ni una partícula, ni un fotón, ni ningún otro cuerpo material no puedo alcanzar el segundo velocidad de escape y escapar al espacio exterior.

Un agujero negro es un objeto singular en el sentido de que la naturaleza de su flujo procesos fisicos en su interior aún no es accesible a una descripción teórica. La existencia de agujeros negros se deriva de consideraciones teóricas; en realidad, pueden ubicarse en las regiones centrales de cúmulos globulares, cuásares, galaxias gigantes, incluso en el centro de nuestra galaxia.

Aunque las estrellas parecen eternas en la escala de tiempo humana, ellas, como todo en la naturaleza, nacen, viven y mueren. Según la hipótesis generalmente aceptada de la nube de gas y polvo, una estrella nace como resultado de compresión gravitacional Nube interestelar de gas y polvo. A medida que dicha nube se espesa, primero se forma protoestrella, la temperatura en su centro aumenta constantemente hasta alcanzar el límite necesario para que la velocidad del movimiento térmico de las partículas supere el umbral después del cual los protones pueden superar las fuerzas macroscópicas de repulsión electrostática mutua ( cm. Ley de Coulomb) y reaccionar termo fusión nuclear (cm. Decaimiento y fusión nuclear).

Como resultado de una reacción de fusión termonuclear de varias etapas, cuatro protones forman finalmente un núcleo de helio (2 protones + 2 neutrones) y se libera toda una fuente de diversas partículas elementales. En el estado final, la masa total de las partículas formadas es menos masas de los cuatro protones originales, lo que significa que durante la reacción, energía gratis (cm. Teoría de la relatividad). Debido a esto, el núcleo interno de la estrella recién nacida se calienta rápidamente a temperaturas ultra altas y su exceso de energía comienza a salpicar hacia su superficie menos caliente, y hacia afuera. Al mismo tiempo, la presión en el centro de la estrella comienza a aumentar ( cm. Ecuación de estado de un gas ideal). Así, al "quemar" hidrógeno en el proceso de una reacción termonuclear, la estrella no proporciona fuerzas. atracción gravitacional se comprime a un estado súper denso, oponiéndose al colapso gravitacional con una presión térmica interna continuamente renovada, lo que resulta en un equilibrio energético estable. Se dice que las estrellas que queman hidrógeno activamente se encuentran en la "fase primaria" de su ciclo de vida o evolución ( cm. diagrama de Hertzsprung-Russell). La transformación de un elemento químico en otro dentro de una estrella se llama fusión nuclear o nucleosíntesis.

En particular, el Sol ha estado en la etapa activa de quema de hidrógeno en el proceso de nucleosíntesis activa durante aproximadamente 5 mil millones de años, y las reservas de hidrógeno en el núcleo para su continuación deberían ser suficientes para nuestra luminaria durante otros 5,5 mil millones de años. Cuanto más masiva es la estrella, mayor es el suministro de combustible de hidrógeno que tiene, pero para contrarrestar las fuerzas del colapso gravitacional, debe quemar hidrógeno a una intensidad que supere la tasa de crecimiento de las reservas de hidrógeno a medida que aumenta la masa de la estrella. Así, cuanto más masiva es una estrella, más corta es su vida, determinada por el agotamiento de las reservas de hidrógeno, y más grandes estrellas literalmente se queman en “algunas” decenas de millones de años. Las estrellas más pequeñas, en cambio, viven cómodamente cientos de miles de millones de años. Entonces, en esta escala, nuestro Sol pertenece a la "clase media fuerte".

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

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

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

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

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

Después de la explosión de la supernova y la expansión de la capa de estrellas con una masa de aproximadamente 10 a 30 masas solares, el actual colapso gravitacional conduce a la formación de una estrella de neutrones, cuya materia se comprime hasta que comienza a hacerse sentir presión de neutrones degenerados - En otras palabras, ahora los neutrones (al igual que los electrones antes) comienzan a resistir una mayor compresión, lo que requiere a mí mismo espacio vital. Esto suele ocurrir cuando la estrella alcanza un tamaño de unos 15 km de diámetro. Como resultado, una rotación rápida estrella neutrón emitiendo pulsos electromagnéticos con su frecuencia de rotación; tales estrellas se llaman púlsares. Finalmente, si la masa del núcleo de la estrella excede las 30 masas solares, nada podrá detener su posterior colapso gravitacional y se producirá una explosión de supernova.

La evolución estelar en astronomía es la secuencia de cambios que sufre una estrella durante su vida, es decir, a lo largo de cientos de miles, millones o miles de millones de años mientras emite luz y calor. Durante períodos de tiempo tan enormes, los cambios son bastante significativos.

La evolución de una estrella comienza en una nube molecular gigante, también llamada cuna estelar. La mayor parte del espacio "vacío" de una galaxia contiene en realidad entre 0,1 y 1 molécula por cm 3 . Una nube molecular tiene una densidad de aproximadamente un millón de moléculas por cm 3 . La masa de una nube de este tipo supera la masa del Sol entre 100.000 y 10.000.000 de veces debido a su tamaño: de 50 a 300 años luz de diámetro.

La evolución de una estrella comienza en una nube molecular gigante, también llamada cuna estelar.

Mientras la nube gira libremente alrededor del centro de su galaxia natal, no sucede nada. Sin embargo, debido a la heterogeneidad campo gravitacional pueden surgir perturbaciones en él que conduzcan a concentraciones locales de masa. Estas perturbaciones provocan el colapso gravitacional de la nube. Uno de los escenarios que conducen a esto es la colisión de dos nubes. Otro evento que provocaría el colapso podría ser el paso de una nube a través de un brazo denso galaxia espiral. También factor critico puede haber una explosión cerca supernova, onda de choque que chocará con una nube molecular a enorme velocidad. También es posible que las galaxias colisionen, lo que podría provocar un estallido de formación estelar a medida que la colisión comprime las nubes de gas de cada galaxia. En general, cualquier falta de homogeneidad en las fuerzas que actúan sobre la masa de la nube puede desencadenar el proceso de formación de estrellas.

cualquier falta de homogeneidad en las fuerzas que actúan sobre la masa de la nube puede desencadenar el proceso de formación de estrellas.

Durante este proceso, las heterogeneidades de la nube molecular se comprimen bajo la influencia de su propia gravedad y gradualmente toman la forma de una bola. Cuando se comprime, la energía gravitacional se convierte en calor y la temperatura del objeto aumenta.

Cuando la temperatura en el centro alcanza los 15 a 20 millones de K, comienzan las reacciones termonucleares y se detiene la compresión. El objeto se convierte en una estrella de pleno derecho.

Las etapas posteriores de la evolución de una estrella dependen casi por completo de su masa, y sólo al final de la evolución de una estrella su composición química puede desempeñar un papel.

La primera etapa de la vida de una estrella es similar a la del Sol: está dominada por las reacciones del ciclo del hidrógeno.

Permanece en este estado durante la mayor parte de su vida, estando en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell, hasta que se agotan las reservas de combustible en su núcleo. Cuando todo el hidrógeno del centro de la estrella se convierte en helio, se forma un núcleo de helio y la quema termonuclear de hidrógeno continúa en la periferia del núcleo.

Las enanas rojas pequeñas y frías queman lentamente sus reservas de hidrógeno y permanecen en la secuencia principal durante decenas de miles de millones de años, mientras que las supergigantes masivas abandonan la secuencia principal unas pocas decenas de millones (y algunas apenas unos pocos millones) de años después de su formación.

En la actualidad, no se sabe con certeza qué sucede con las estrellas luminosas después de que se agota el suministro de hidrógeno en sus núcleos. Dado que la edad del universo es de 13,8 mil millones de años, lo cual no es suficiente para que se agote el suministro de combustible de hidrógeno en tales estrellas, teorías modernas estan basados ​​en modelado por computadora procesos que ocurren en tales estrellas.

Según conceptos teóricos, algunas de las estrellas ligeras, al perder su materia (viento estelar), se evaporarán gradualmente, volviéndose cada vez más pequeñas. Otras, las enanas rojas, se enfriarán lentamente a lo largo de miles de millones de años mientras continúan emitiendo débiles emisiones en los rangos de infrarrojos y microondas del espectro electromagnético.

Las estrellas de tamaño mediano, como el Sol, permanecen en la secuencia principal durante una media de 10 mil millones de años.

Se cree que el Sol todavía está sobre él porque se encuentra en la mitad de su ciclo de vida. Una vez que una estrella se queda sin hidrógeno en su núcleo, abandona la secuencia principal.

Una vez que una estrella se queda sin hidrógeno en su núcleo, abandona la secuencia principal.

Sin la presión que surgió durante las reacciones termonucleares y la gravedad interna equilibrada, la estrella comienza a encogerse nuevamente, como lo había hecho anteriormente durante su formación.

La temperatura y la presión vuelven a aumentar, pero, a diferencia de la etapa de protoestrella, a un nivel mucho más alto.

El colapso continúa hasta que, a una temperatura de aproximadamente 100 millones K, reacciones termonucleares con la participación de helio, durante el cual el helio se convierte en más elementos pesados(helio en carbono, carbono en oxígeno, oxígeno en silicio y finalmente silicio en hierro).

El colapso continúa hasta que comienzan las reacciones termonucleares con helio a una temperatura de aproximadamente 100 millones de K.

La “quema” termonuclear de materia, reanudada a un nuevo nivel, provoca una monstruosa expansión de la estrella. La estrella se "hincha", volviéndose muy "suelta" y su tamaño aumenta aproximadamente 100 veces.

La estrella se convierte en una gigante roja y la fase de combustión de helio dura unos varios millones de años.

Lo que suceda a continuación también depende de la masa de la estrella.

en las estrellas tamaño promedio La reacción de combustión termonuclear del helio puede provocar la liberación explosiva de las capas exteriores de la estrella con la formación de nebulosa planetaria . El núcleo de la estrella, en el que se detienen las reacciones termonucleares, se enfría y se convierte en una enana blanca de helio, que suele tener una masa de hasta 0,5-0,6 masas solares y un diámetro del orden del diámetro de la Tierra.

Para las estrellas masivas y supermasivas (con una masa de cinco masas solares o más), los procesos que ocurren en su núcleo a medida que aumenta la compresión gravitacional conducen a una explosión. supernova con la liberación de una enorme energía. La explosión va acompañada de la expulsión de una masa significativa de materia estelar al espacio interestelar. Posteriormente, esta sustancia participa en la formación de nuevas estrellas, planetas o satélites. Es gracias a las supernovas que el Universo en su conjunto, y cada galaxia en particular, evoluciona químicamente. El núcleo estelar que queda después de la explosión puede terminar su evolución como estrella de neutrones (púlsar) si la masa de la estrella en las etapas posteriores excede el límite de Chandrasekhar (1,44 masa solar), o como un agujero negro, si la masa de la estrella excede el límite de Oppenheimer-Volkoff ( valores estimados 2,5-3 masas solares).

El proceso de evolución estelar en el Universo es continuo y cíclico: las estrellas viejas se desvanecen y aparecen otras nuevas que las reemplazan.

Según lo moderno ideas científicas, a partir de la materia estelar se formaron los elementos necesarios para el surgimiento de los planetas y la vida en la Tierra. Aunque no existe un único punto de vista generalmente aceptado sobre cómo surgió la vida.