¿En qué se convertirá finalmente la enana blanca?

Descubrimiento del siglo·Estructura y evolución de las estrellas

Yang Jun

El nacimiento de las estrellas

Las estrellas están compuestas de materia interestelar Ya en el siglo XVII, Newton propuso la idea de que la materia difusa esparcida en el espacio podría condensarse en el sol y las estrellas bajo la acción de la gravedad. Gracias a los esfuerzos de los astrónomos, esta idea se ha convertido gradualmente en una teoría bastante madura. Las observaciones han demostrado que hay muchas nubes moleculares enormes compuestas de gas y polvo en el espacio interestelar. En 1969, el astrofísico canadiense Richardson B. Larson escribió sobre el proceso mediante el cual la materia interestelar se transforma en estrellas en su campus de Caltech.

Larsen imaginó una nebulosa globular con una masa exactamente igual a la masa del sol. Utilizó un proceso de cálculo que reflejaba el colapso de una masa de gas de la forma más razonable posible en las condiciones del momento para explorar sus cambios. El punto de partida de su investigación no fue la materia interestelar, sino una nube que había aumentado de densidad. , equivalente a un gran fragmento A de materia colapsada a escala. Por tanto, se puede decir que la densidad de esta nube ya ha superado a la de la materia interestelar: ha alcanzado los 60.000 átomos de hidrógeno por centímetro cúbico. El diámetro de la nube inicial de Larsen era aproximadamente 5 millones de veces el radio del Sol a partir del cual se formaría más tarde el material. El siguiente proceso tuvo lugar en un período de tiempo muy corto en términos astronómicos, es decir, dentro de 500.000 años.

Esta masa de gas era inicialmente transparente: cada partícula de polvo seguía emitiendo luz y calor. Esta radiación no fue restringida en absoluto por el gas circundante, sino que se extendió sin obstáculos al espacio exterior. Este modelo inicial de transmisión de luz también determina la evolución futura de los pellets de gas. El gas cae al centro en caída libre, y la materia se acumula en la zona central. Una masa de materia que originalmente estaba distribuida uniformemente en masa ahora se convierte en una bola de gas que se vuelve más densa a medida que avanza hacia adentro. Como resultado, la aceleración gravitacional cerca del centro se vuelve cada vez mayor, y el crecimiento de la velocidad de movimiento del material en la región interior es el más prominente. Inicialmente, casi todo el hidrógeno se combina en moléculas de hidrógeno: los pares de átomos de hidrógeno forman moléculas entre sí. Inicialmente, la temperatura del gas es muy baja y nunca aumenta. En este momento, debido a que todavía es demasiado delgado, toda la radiación puede penetrar hacia afuera y el efecto de calentamiento del gas colapsado no es obvio. Se necesitarán cientos de miles de años para que la región central se vuelva lo suficientemente densa como para volver opaco el gas a la radiación, que hasta entonces consume calor. Como resultado, se calentará un pequeño núcleo dentro de la bola de gas. El diámetro de esta última es sólo 1/250 del de la bola de gas original, que siempre está llena de materia que cae hacia el centro. A medida que aumenta la temperatura, aumenta la presión, deteniéndose finalmente el proceso de colapso. El radio de esta densa región central es aproximadamente el mismo que el de la órbita de Júpiter y contiene sólo el 0,5% de la masa involucrada en todo el proceso de colapso. La materia continúa cayendo sobre el pequeño núcleo interno y la energía que aporta se convierte en radiación cuando la materia golpea el núcleo y se libera. Al mismo tiempo, el núcleo se encoge y se calienta.

Este proceso continúa hasta que la temperatura alcanza unos 2000 grados. En este punto las moléculas de hidrógeno comienzan a descomponerse y convertirse nuevamente en átomos. Este cambio tiene un gran impacto en el núcleo. Como resultado, el núcleo se contrae nuevamente, liberando energía para convertir todo el hidrógeno en átomos nuevamente. Como resultado, el núcleo recién creado era sólo un poco más grande que el Sol actual. Toda la materia periférica que sigue cayendo hacia el centro acabará cayendo sobre este núcleo, y a partir de él se formará una estrella con la misma masa que el Sol. En la evolución futura, sólo este núcleo desempeñará realmente un papel protagonista.

Como la nebulosa luminosa de Orión. Un espacio de unos 15 años luz de diámetro contiene gas interestelar concentrado, donde la densidad del material alcanza los 10.000 átomos de hidrógeno por centímetro cúbico. Aunque es muy denso para la materia interestelar, el gas en la Nebulosa de Orión es mucho más delgado que el mejor vacío que podemos crear en la Tierra. Se estima que la masa total del gas luminoso es 700 veces mayor que la del Sol. El gas de la nebulosa es excitado por un grupo de estrellas azules de alta luminosidad y emite luz. Lo que sí es seguro es que en la Nebulosa de Orión hay estrellas que tienen sólo 1 millón de años. Las regiones concentradas que se encuentran en esta nebulosa nos permiten inferir que estas regiones todavía están produciendo estrellas.

Debido a que dicho núcleo se va transformando gradualmente en una estrella, se le llama "protoestrella". Su consumo de radiación se repone principalmente con la energía de la materia que cae sobre él. La densidad y la temperatura aumentan y los átomos pierden sus electrones externos. Se llaman átomos ionizados. Dado que el gas y el polvo que caían formaban una gruesa capa que lo rodeaba, la luz visible no podía penetrarlo y la gente no podía ver gran parte del interior desde el exterior. La protoestrella ilumina su capa exterior desde dentro. Cuando más y más materia que cae se haya integrado con el núcleo, la capa exterior se volverá transparente y la estrella emergerá repentinamente en luz visible. El resto del material de la nube cae constantemente hacia ella y su densidad aumenta, por lo que la temperatura interna también aumenta, hasta que la temperatura central alcanza los 10 millones de K y comienza la fusión del hidrógeno. En este momento, la nube colapsada original con una masa. igual al sol El cúmulo se convirtió entonces en una estrella de la secuencia principal completamente normal: el sol primordial, del que nació una estrella.

La evolución de las estrellas

(1) En 1926, Eddington señaló que el interior de cualquier estrella debe estar muy caliente. Debido a la enorme masa de la estrella, su gravedad es muy fuerte. Para que la estrella no colapse, debe haber una presión interna igual que equilibre esta atracción gravitacional masiva. Sabemos que la estrella con la que estamos más familiarizados es el Sol. Como la mayoría de las estrellas, el Sol parece permanecer sin cambios. Pero este no es el caso. De hecho, el sol lucha constantemente contra las fuerzas que lo destruyen. Todas las estrellas son bolas de gas unidas por la gravedad. Si la única fuerza que actúa es la gravedad, entonces la estrella colapsará rápidamente debido a su enorme peso o morirá en unas pocas horas. La razón por la que esto no sucede es que la atracción gravitacional hacia adentro está equilibrada por la enorme presión hacia afuera creada por el gas comprimido dentro de la estrella.

A mediados de la década de 1950, Fred Hoyle, William Fowler y Burbage estudiaron por primera vez la teoría de las explosiones estelares.

Creen que existe una relación simple entre la presión del gas y la temperatura: cuando se calienta un determinado volumen de gas, la presión aumenta en proporción a la temperatura; por el contrario, cuando la temperatura disminuye, la presión también disminuye; . La razón de la extrema presión dentro de las estrellas es la alta temperatura. Este calor es producido por reacciones nucleares. Cuanto más masiva es una estrella, mayor es la temperatura central necesaria para equilibrar la gravedad. Para mantener esta alta temperatura, las estrellas más masivas deben arder más rápido, liberando así más energía y, por lo tanto, deben ser más brillantes que las estrellas menos masivas.

Durante la mayor parte de la vida de una estrella, la fusión del hidrógeno en helio es la principal reacción que proporciona energía a la estrella. Esta reacción requiere temperaturas muy altas para superar la repulsión eléctrica que actúa entre los núcleos. La energía de fusión puede sostener una estrella durante miles de millones de años, pero tarde o temprano el combustible nuclear se acabará y el reactor estelar comenzará a encogerse. Cuando esto sucede, la presión de soporte se ve comprometida y la estrella comienza a colapsar en su larga lucha con la gravedad. Básicamente, la estrella se mantiene firme, simplemente ajustando sus reservas de combustible nuclear para retrasar el colapso gravitacional. Pero la energía que fluye desde la superficie de la estrella hacia el espacio profundo está acelerando la muerte de la estrella.

Se estima que el sol puede sobrevivir unos 10 mil millones de años dependiendo de la combustión de hidrógeno. Hoy en día, el Sol tiene unos 5 mil millones de años y ha consumido aproximadamente la mitad de sus reservas de combustible nuclear. No hay absolutamente ninguna necesidad de entrar en pánico hoy. La velocidad a la que una estrella consume combustible depende en gran medida de su masa. No hay duda de que el combustible nuclear de las estrellas masivas se consume mucho más rápido que el de las estrellas más pequeñas, porque las estrellas masivas son más grandes y más brillantes y, por tanto, irradian más energía. El exceso de peso comprime el gas muy densamente y la temperatura es alta, acelerando así la velocidad de reacción con el buró. Por ejemplo, una estrella de 10 solares consumiría la mayor parte de su hidrógeno en tan solo 10 millones de años.

La mayoría de las estrellas inicialmente están compuestas principalmente de hidrógeno. La "quema" del hidrógeno catapulta los protones a núcleos de helio, que están compuestos por dos protones y dos neutrones. La "quema" de hidrógeno es la fuente de energía más eficiente, pero no es la única fuente de energía nuclear. Si la temperatura central es lo suficientemente alta, los núcleos de helio pueden fusionarse en carbono y, mediante una mayor fusión, producir oxígeno, neón y otros elementos.

Una estrella masiva puede generar la temperatura interna necesaria, que puede alcanzar más de mil millones de grados, para que puedan tener lugar una serie de reacciones nucleares. Pero con cada nuevo elemento que aparece lentamente, la tasa de productividad disminuye. El combustible nuclear se consumía cada vez más rápido y la composición de la estrella comenzó a cambiar de mes en mes, luego de día en día y finalmente de hora en hora. Su interior es como una cebolla a medida que se profundiza, los elementos químicos de cada capa se sintetizan uno tras otro a una velocidad cada vez más loca. Desde fuera, la estrella se expande como un globo y se vuelve muy grande, incluso más grande que todo el sistema solar. Esto es lo que los astrónomos llaman supergigante roja.

Esta cadena de combustión nuclear termina finalmente con el elemento hierro, porque el hierro tiene una estructura nuclear particularmente estable. La fusión nuclear, que sintetiza elementos más pesados ​​que el hierro, en realidad consume energía en lugar de liberarla. Por tanto, cuando una estrella sintetiza un núcleo de hierro, llega su fin. Una vez que la región central de una estrella ya no pueda producir energía térmica, la gravedad inevitablemente prevalecerá. La estrella se tambalea al borde de una inestabilidad catastrófica y finalmente cae en su propio abismo gravitacional.

Esto es lo que sucede dentro de una estrella, y sucede rápido. Dado que el núcleo de hierro de la estrella ya no puede generar calor mediante la combustión nuclear y, por lo tanto, no puede soportar su propio peso, se comprime violentamente bajo la acción de la gravedad, aplastando incluso los átomos. Finalmente, el núcleo estelar alcanza la densidad de los átomos, y entonces el volumen de un dedal puede albergar casi 1 billón de toneladas de materia. En esta etapa, el diámetro típico de la estrella es de 200 kilómetros y la dureza del material del núcleo hará que la región del núcleo de la estrella rebote. Debido a que la atracción de la gravedad es tan fuerte, esta fuerza de rebote dura sólo unos pocos milisegundos. Mientras este dramático evento se desarrollaba en el centro de la estrella, las capas externas de material estelar colapsaron hacia el núcleo en una catástrofe repentina. Billones de toneladas de materia se contraen hacia adentro a una velocidad de decenas de miles de kilómetros por segundo, se encuentran con el denso núcleo de la estrella que rebota, que es más duro que el diamante, y tienen una colisión extremadamente fuerte, mientras simultáneamente atraviesan la estrella hacia afuera. una enorme onda expansiva.

Junto con la onda de choque también se producen enormes pulsos de neutrinos. Estos neutrinos se liberan repentinamente de las regiones internas de una estrella durante su fisión nuclear final. En esta fisión nuclear, los electrones y protones de los átomos de la estrella están muy juntos para formar neutrones. El núcleo de la estrella en realidad se convierte en una enorme bola de neutrones. Las ondas de choque y los neutrinos juntos transportan enormes cantidades de energía hacia el exterior a través de las capas exteriores de la estrella. La densidad de la materia comprimida es tan alta que incluso los neutrinos más pequeños tienen que luchar para encontrar la salida. Gran parte de la energía transportada por las ondas de choque y los neutrinos es absorbida por las capas externas de la estrella, lo que resulta en una explosión en las capas externas de la estrella. Lo que siguió fue un holocausto nuclear de magnitud inimaginable. Durante unos días, la estrella brilló hasta 10 mil millones de veces la luz del sol, pero luego volvió a atenuarse gradualmente en el transcurso de unas pocas semanas.

En una galaxia típica como la Vía Láctea, cada cien años se producen una media de 2 a 3 supernovas. Los astrónomos lo han registrado a lo largo de la historia y se han sorprendido profundamente. El más famoso de ellos fue descubierto por observadores chinos y árabes en 1054 en la constelación de Cáncer. Hoy, la estrella destruida aparece como una nube muy irregular de gas en expansión llamada Nebulosa del Cangrejo.

(2) Otro de los avances realizados en el estudio de la evolución estelar proviene del análisis de estrellas en cúmulos globulares. Todas las estrellas de un cúmulo están aproximadamente a la misma distancia de nosotros, por lo que su magnitud aparente es directamente proporcional a su magnitud absoluta. Por tanto, siempre que se conozcan sus magnitudes, se podrá dibujar el diagrama de Hertz-Roul de estas estrellas. Resulta que las estrellas más frías están en la secuencia principal, mientras que las estrellas más calientes parecen tener tendencia a salirse de la secuencia principal. Siguen una curva definida según su velocidad de combustión y de envejecimiento, mostrando varias etapas de evolución: primero hacia la gigante roja, luego hacia atrás, pasando nuevamente por la secuencia principal y finalmente hacia la enana blanca.

A partir de este descubrimiento, sumado a ciertas consideraciones teóricas, Hoyle trazó un cuadro detallado de la evolución de las estrellas. Según Hoyle, al principio de la evolución, una estrella cambia poco de tamaño o humedad.

(Nuestro Sol se encuentra en este estado ahora y permanecerá así durante mucho tiempo). Debido a que la estrella convierte el hidrógeno en helio en su interior caliente, se acumula cada vez más helio en el centro de la estrella. Cuando este núcleo de helio alcanza un cierto tamaño, el tamaño y la temperatura de la estrella comienzan a cambiar drásticamente, el volumen se expande rápidamente y la temperatura de la superficie disminuye. En otras palabras, abandona la secuencia principal y se mueve en dirección a la estrella gigante roja. Cuanto más masiva es la estrella, más rápido alcanza este punto de inflexión. En los cúmulos globulares, las estrellas más masivas han pasado por diferentes etapas de evolución a lo largo de este camino.

Aunque la estrella gigante expandida tiene una temperatura más baja, libera más calor debido a su mayor superficie. En un futuro lejano, cuando el Sol abandone la secuencia principal, o antes, puede alcanzar un calor insoportable para la vida en la Tierra. Sin embargo, esto será dentro de miles de millones de años.

Pero ¿cómo se expande un núcleo de helio hasta convertirse en una gigante roja? Hoyle creía que los propios núcleos de helio se contraían y, como resultado, la temperatura aumentaba, lo que hacía que los núcleos de helio se fusionaran en carbono, liberando así más energía. De hecho, esta reacción puede ocurrir. Esta es una reacción muy rara y casi imposible. Pero el número de átomos de helio en una gigante roja es tan grande que el tipo de polimerización que se produce es suficiente para proporcionar la energía necesaria.

Hoyle señaló además que los nuevos núcleos de carbono continuaron calentándose y comenzaron a formar átomos más complejos como el oxígeno y el neón. A medida que ocurre este proceso, la estrella se encoge y se calienta nuevamente, regresando a la secuencia principal. En este punto, la estrella comienza a tener varias capas, como una cebolla. Tiene un núcleo compuesto de oxígeno y neón, rodeado por una capa de carbono y una capa de helio, mientras que toda la estrella está rodeada por una capa de hidrógeno no convertido.

Sin embargo, comparado con el largo tiempo que tarda una estrella en consumir hidrógeno, el tiempo que tarda una estrella en consumir otros combustibles pasa volando como un trineo de velocidad. Su vida útil no puede durar mucho, porque la energía liberada por la fusión del helio es sólo 1/20 de la de la fusión del hidrógeno. En un período de tiempo relativamente corto, la energía necesaria para mantener el estado de expansión de la estrella contra la fuerte atracción gravitacional de su propio campo gravitacional se vuelve insuficiente, lo que hace que la estrella se encoja más rápido. No sólo se reduce al tamaño de una estrella normal, sino que se reduce aún más hasta el tamaño de una enana blanca.

Durante la contracción, las capas más externas de la estrella quedan en su lugar o son expulsadas por el calor generado por la contracción. Por tanto, la enana blanca está rodeada por una capa de gas en expansión. Cuando miramos a través de un telescopio, los bordes parecen más gruesos y, por tanto, tienen la mayor cantidad de gas. Esta enana blanca parece estar rodeada por un "anillo de humo". Debido a que los anillos de humo que los rodean parecen ser órbitas planetarias visibles, se les llama nebulosas planetarias. Finalmente, el anillo de humo continúa expandiéndose y se vuelve muy delgado, y ya no es visible. No hay señales de ningún material nebular alrededor de las estrellas enanas blancas que vemos como Sirio B.

Las enanas blancas se forman de esta manera con relativa calma y esta "nube de la muerte" relativamente tranquila es el destino futuro de estrellas como nuestro Sol y estrellas más pequeñas. Además, si no hay perturbaciones inesperadas, las enanas blancas extenderán su vida útil indefinidamente, tiempo durante el cual se enfriarán lentamente hasta que ya no estén lo suficientemente calientes como para brillar.

Por otro lado, si la enana blanca pertenece a un sistema binario como Sirio B o Procyon B, y la otra es una estrella de secuencia principal muy cercana a la enana blanca, entonces habrá algunas cosas interesantes. momentos. Cuando una estrella de secuencia principal se expande durante su propia evolución, parte de su material puede desplazarse hacia afuera y entrar en la órbita de la enana blanca, atraído por el fuerte campo gravitacional de la enana blanca. Ocasionalmente, parte del material en órbita girará hacia la superficie de la enana blanca, donde se comprimirá gravitacionalmente y provocará fusión, liberando así energía explosiva. Si un trozo de material particularmente grande cae sobre la superficie de una enana blanca, la energía emitida puede ser tan grande que podrá verse desde la Tierra, y los astrónomos registrarán la aparición de una nueva estrella. Por supuesto, esto sucede una y otra vez, y existen "nuevas estrellas".

Pero estas no son supernovas. ¿De dónde vienen las supernovas? Para responder a esta pregunta, tenemos que empezar con estrellas que son mucho más grandes que nuestro sol.

Estas estrellas gigantes son bastante raras (hay menos estrellas masivas que estrellas más pequeñas en todos los tipos de cuerpos celestes), y sólo aproximadamente 1 de cada 30 estrellas es más masiva que el Sol. Aun así, nuestra galaxia, la Vía Láctea, contiene aproximadamente 7 mil millones de estrellas.

La fuerza gravitacional del campo gravitacional de una estrella masiva es mayor que la de una estrella pequeña. Bajo la acción de esta gravedad más fuerte, su núcleo también se comprime más, por lo que el núcleo está más caliente y el. La reacción de fusión supera la de la estrella de abajo. Aún puede continuar después de la etapa de oxígeno-neón. El neón se combina además para formar magnesio, que puede combinarse para formar silicio, que luego puede combinarse para formar hierro. Al final de su vida, una estrella de este tipo puede constar de más de seis capas concéntricas. Cada uno consume diferente combustible. En este momento, la temperatura central puede alcanzar entre 3.000 y 4.000 millones de grados Celsius. Una vez que una estrella comienza a formar hierro, llega al final de su vida porque los átomos de hierro son los más estables y contienen la menor cantidad de energía. Ya sea que los átomos de hierro se transformen en átomos complejos o en átomos simples, se debe ingresar energía.

Además, cuando la temperatura central aumenta con la edad, la presión de radiación también aumenta, y es proporcional a la cuarta potencia de la temperatura, es decir, cuando la temperatura aumenta a 2 veces, la presión de radiación aumentará a 6 veces, por lo que el equilibrio entre la presión de la radiación y la gravedad se vuelve más frágil. Con el tiempo, la temperatura en el centro aumenta tanto que los átomos de hierro se convierten en helio, según Hoyle. Pero para que esto suceda, como acabamos de decir, se debe dar energía a los átomos de hierro. A medida que la estrella se contrae, la energía que gana se puede utilizar para convertir el hierro en helio. Sin embargo, la energía necesaria es tan grande que, según la hipótesis de Hoyle, la estrella debería reducirse violentamente hasta una pequeña fracción de su tamaño original en aproximadamente un segundo.

Cuando una estrella así comienza a colapsar, su núcleo de hierro todavía está rodeado por una gran cantidad de átomos que aún no han alcanzado la máxima estabilidad. A medida que las capas externas colapsan, la temperatura de los átomos aumenta y el material que aún puede combinarse "se enciende" desde abajo, provocando una gran explosión que expulsa las capas externas de material del cuerpo de la estrella. Esta explosión es una supernova. La Nebulosa del Cangrejo se formó a partir de esta explosión.

El resultado de la explosión de una supernova es la erupción de materia al espacio, que es de enorme importancia para la evolución del universo. En el Big Bang sólo se formaron hidrógeno y helio. En el núcleo de la estrella se van formando gradualmente otros átomos más complejos, hasta llegar a los átomos de hierro. Sin una explosión de supernova, estos átomos complejos permanecerían encerrados en el núcleo de la estrella, hasta llegar a la enana blanca. Normalmente, sólo un número muy pequeño de átomos complejos ingresan al universo a través del halo de una nebulosa planetaria.

Durante la explosión de una supernova, el material de las capas internas de la estrella será expulsado con fuerza al espacio exterior. La enorme energía de la explosión puede incluso formar átomos más complejos que los átomos de hierro.

El material expulsado al espacio rompe las nubes de polvo y gas ya existentes y se convierte en materia prima para la formación de "nuevas estrellas de segunda generación" ricas en hierro y otros elementos como el oro. Nuestro Sol puede ser una estrella de segunda generación, mucho más joven que algunas de las estrellas más antiguas de cúmulos globulares libres de polvo. Esas "estrellas de primera generación" tenían poco contenido de metales y un alto contenido de hidrógeno. La Tierra se formó a partir del mismo remanente que dio origen al Sol, por lo que es muy rica en hierro, que pudo haber estado presente en el centro de una estrella que explotó hace miles de millones de años.

Pero ¿qué pasa con la parte cada vez más pequeña de una estrella que ha explotado en una explosión de supernova? ¿Forman enanas blancas? ¿Las estrellas más grandes y masivas simplemente forman enanas blancas más grandes y masivas?

En 1939, el astrónomo indio Changdrasekhar, que trabajaba en el Observatorio Yerkes cerca de Williams Bay, Wisconsin, EE. UU., calculó que las estrellas con más de 1,4 veces la masa del Sol no pueden pasar a través de Hoy Ear, describió el proceso normal. de convertirse en una enana blanca, señalando así por primera vez que no podemos esperar enanas blancas cada vez más grandes. Este valor ahora se denomina "límite de Zhangdrasekhar". De hecho, resulta que todas las enanas blancas observadas hasta ahora tienen masas por debajo del límite de Zhangdrasekhar. La razón de la existencia del límite de Zhangdrasekhar es que los electrones contenidos en los átomos de la enana blanca se repelen entre sí, por lo que la enana blanca no puede seguir encogiéndose.

A medida que aumenta la masa, la intensidad de la gravedad también aumenta; cuando alcanza 1,4 veces la masa del sol, la repulsión de los electrones se vuelve insuficiente para superar la fuerza de contracción de la enana blanca, y la enana blanca colapsará en una estrella más pequeña y densa. , lo que hace que las partículas subatómicas interactúen entre sí. Estas estrellas deben esperar a que se inventen nuevos métodos para sondear el universo utilizando radiación distinta de la luz visible antes de poder detectarlas.

Nuestro Sol

El Sol es una típica estrella de baja masa que quema constantemente su propio combustible de hidrógeno y convierte su núcleo en helio. Actualmente, su núcleo está inactivo para algunas reacciones nucleares, por lo que no puede proporcionar energía térmica lo suficientemente alta como para mantener al Sol frente a una contracción gravitacional destructiva. Para evitar el colapso, el Sol debe expandir su actividad central hacia afuera en busca de hidrógeno sin reaccionar. Al mismo tiempo, el núcleo de helio se contrae gradualmente. Así, si bien el interior del Sol ha sufrido algunos cambios en los últimos miles de millones de años, su apariencia se ha mantenido casi sin cambios. Su volumen se expandirá, pero la temperatura de su superficie descenderá ligeramente y su color se volverá más rojo. Esta tendencia continuará hasta que el Sol se convierta en una gigante roja, momento en el que su diámetro puede aumentar en un factor de 500. La fase de gigante roja marca el comienzo del fin de la vida de una estrella de baja masa.

Con la llegada de la etapa de gigante roja, la estabilidad de estrellas como el sol ya no existe. Estrellas como el Sol tienen condiciones complejas en diversas etapas de su vida como gigantes rojas, con actividades intensas y volátiles, relativamente hablando, su comportamiento y apariencia cambiarán rápidamente; Las estrellas más viejas pueden pulsar o desprenderse de sus capas exteriores de gas a lo largo de millones de años. El helio en el núcleo de la estrella puede encenderse para formar carbono, nitrógeno y oxígeno, proporcionando la energía necesaria para sostener la estrella durante un período prolongado de tiempo. Una vez que la capa exterior es arrojada al espacio, la estrella ya no se desprende y lo último que queda expuesto es su núcleo de carbono y oxígeno.

Después de este período de actividad compleja, las estrellas de masa baja y media inevitablemente sucumbirán a la gravedad y comenzarán a encogerse. Esta contracción es irreversible y continúa hasta que la estrella se comprime al tamaño de un pequeño planeta. La estrella se convierte en lo que los astrónomos llaman una enana blanca. Como las enanas blancas son muy pequeñas, son extremadamente débiles, aunque la temperatura de su superficie es mucho más alta que la temperatura de la superficie del sol. Sólo pueden verse desde la Tierra con un telescopio.

Las enanas blancas son el destino del sol en un futuro lejano. Pero cuando el Sol alcanza esa etapa, aún puede permanecer caliente durante miles de millones de años. La mayor parte es muy densa, por lo que el calor del interior queda atrapado de forma eficaz y sus propiedades aislantes son mejores que las de los mejores aislantes que conocemos hoy en día. Sin embargo, la radiación térmica se escapa lentamente en el frío espacio exterior, y con los hornos nucleares internos permanentemente apagados, ya no se puede contar con reservas de combustible para reponer esta radiación térmica. El sol que alguna vez tuvimos es ahora un remanente de enana blanca que muy, muy lentamente se enfriará y se atenuará hasta que entre en su forma transformada final. En el proceso se endurece gradualmente hasta convertirse en un cristal extremadamente rígido. Con el tiempo, seguirá atenuándose hasta desaparecer por completo en la oscuridad del espacio.

Explicación de términos

(1) Estrellas:

Cualquier cuerpo celeste esférico o casi esférico que está compuesto de materia gaseosa caliente y puede calentarse y emitir luz mediante En sí mismo se puede llamar estrella. Desde la antigüedad, para facilitar la explicación de la posición del objeto de investigación en el cielo, las estrellas en el cielo se han dividido en varias regiones. En el Período de Primavera y Otoño y el Período de los Reinos Combatientes en mi país, las estrellas. El cielo estaba dividido en tres paredes, cuatro elefantes y veintiocho constelaciones. En Occidente, Babilonia y la antigua Grecia dividieron el cielo estrellado en varias áreas. Las estrellas brillantes se dividen en varias constelaciones, y las constelaciones llevan nombres de personajes o animales mitológicos. .

Ya en el siglo XVI, los antiguos astrónomos chinos Zhang Heng, Zu Chongzhi, Yi Xing, Guo Shoujing y otros diseñaron y fabricaron exquisitos instrumentos de observación para determinar el año y mejorar el calendario mediante la observación de las estrellas. En 1928, la Unión Astronómica Internacional determinó que todo el cielo estaba dividido en 88 constelaciones. Se estima que hay decenas de miles de estrellas en el universo. Todas parecen puntos brillantes de tamaño similar, pero existen grandes diferencias entre ellas. La estrella más pequeña tiene una masa de aproximadamente un pequeño porcentaje de la del Sol. el más grande es aproximadamente un pequeño porcentaje del sol docenas de veces.

Debido a que la temperatura superficial de cada estrella es diferente, el color de la luz que emite también es diferente. Los científicos clasifican las estrellas según sus características espectrales. Las estrellas con el mismo espectro tienen la misma temperatura superficial y composición material.

La vida útil de las estrellas también es muy diferente. Las estrellas de gran masa contienen más hidrógeno y la temperatura en sus centros es mucho más alta que la de las estrellas de pequeña masa. La energía contenida en ellas se consume más rápidamente. Las estrellas pequeñas, por lo que también envejecen rápidamente y sólo pueden sobrevivir durante 1 millón de años, mientras que la vida útil de las estrellas de baja masa es de hasta 1 billón de años.

¿Cuándo nacieron las estrellas de nuestro universo? Generalmente se cree que el universo se formó hace 15 mil millones de años. Según la opinión de la mayoría de los astrónomos, el período máximo de formación estelar fue hace entre 7 y 8 mil millones de años. Nuevas observaciones de los astrónomos sugieren que una gran cantidad de estrellas en el universo pueden haber nacido antes de lo que se pensaba. Un equipo de investigación compuesto por científicos de la Universidad de Edimburgo, el Imperial College de Londres y el Laboratorio Cavendish publicaron un artículo en el periódico británico "Nature" en 1999, diciendo que observaron el rápido crecimiento de estrellas jóvenes en una galaxia polvorienta distante. de formación. Se estima que el tiempo de formación de estas estrellas fue hace unos 12 mil millones de años, unos 5 mil millones de años antes de lo que generalmente se piensa. Los astrónomos hicieron el descubrimiento utilizando la cámara SCUBA de fabricación británica.

Más de la mitad de las estrellas no existen solas. Suelen formar grupos grandes y pequeños. Dos de ellas juntas se llaman estrellas dobles, las que están en grupos de tres o cinco se llaman estrellas de cúmulo, las que tienen docenas, cientos o incluso miles de ellas entrelazadas entre sí se llaman cúmulos de estrellas, y las que están débilmente conectadas se llaman galaxias. La estructura de una estrella se puede dividir en atmósfera exterior y estructura interna. Las atmósferas estelares se pueden observar directamente. De adentro hacia afuera, se divide en bola de luz, bola de color y corona de estrella. La atmósfera de una estrella normal se encuentra en un estado de equilibrio fluido. El área debajo de la fotosfera hasta el centro del núcleo se llama interior de la estrella. La estructura interna está representada por cambios de presión, temperatura y densidad con la profundidad. Los núcleos estelares se producen mediante reacciones nucleares.

(2) Secuencia principal:

Entre las estrellas cercanas a nosotros, a juzgar por la proporción muy regular entre brillo y temperatura, las brillantes parecen ser más calientes, mientras que las débiles parecen estar más caliente. Si las temperaturas aparentes de varias estrellas se compararan con sus magnitudes absolutas, la mayoría de las estrellas familiares caerían en una banda estrecha que lentamente asciende desde oscuras y frías hasta brillantes y calientes. Esta banda se llama secuencia principal. Fue cartografiado por primera vez por el astrónomo estadounidense H.N. Russell en 1913, y más tarde el astrónomo Hertzsprung también hizo el mismo trabajo. Por lo tanto, el diagrama que representa la secuencia principal se llama diagrama de Hertzsprung-Russell. Conocido como diagrama de Herr-Rotau.

No todas las estrellas están en la secuencia principal. Las enanas blancas de alta temperatura y las gigantes rojas de temperatura relativamente baja no pertenecen a la secuencia principal. Algunas estrellas gigantes rojas tienen magnitudes absolutas muy altas a pesar de que las temperaturas de su superficie son bastante bajas. Esto se debe a que su materia se difunde en un gran volumen de manera fina. Aunque el calor por unidad de área no es alto, la superficie total está bastante caliente. Entre estas estrellas gigantes rojas, las más famosas son Betelgeuse y Antares. En 1964, los científicos descubrieron que algunas estrellas gigantes rojas son tan frías que su atmósfera contiene una gran cantidad de vapor de agua; a la temperatura relativamente alta de nuestro sol, este vapor de agua se descompone en hidrógeno y oxígeno;