Cada uno de nosotros, al menos una vez en su vida, miró hacia el cielo estrellado. Alguien miró esta belleza, experimentando sentimientos románticos, la otra trató de entender de dónde viene toda esta belleza. La vida en el espacio, a diferencia de la vida en nuestro planeta, fluye a una velocidad diferente. El tiempo en el espacio exterior vive en sus propias categorías, las distancias y los tamaños en el Universo son enormes. Rara vez pensamos en el hecho de que ante nuestros ojos evolucionan constantemente las galaxias y las estrellas. Cada objeto en el espacio infinito es el resultado de ciertos procesos físicos. Galaxias, estrellas e incluso planetas tienen fases importantes de desarrollo.
Nuestro planeta y todos dependemos de nuestra luminaria. ¿Por cuánto tiempo el sol nos deleitará con su calor, dando vida al sistema solar? ¿Qué nos espera en el futuro en millones y miles de millones de años? En este sentido, es curioso saber más sobre las etapas de la evolución de los objetos astronómicos, de dónde provienen las estrellas y cómo termina la vida de estas maravillosas luces en el cielo nocturno.
El origen, nacimiento y evolución de las estrellas.
La evolución de las estrellas y los planetas que habitan en nuestra galaxia Vía Láctea y en todo el Universo ha sido, en su mayor parte, bien estudiada. Las leyes de la física, que ayudan a comprender el origen de los objetos cósmicos, funcionan de manera inquebrantable en el espacio. La base en este caso se basa en la teoría del Big Bang, que ahora es la doctrina dominante en el proceso del origen del Universo. El evento que sacudió el universo y condujo a la formación del universo, según los estándares espaciales, a la velocidad del rayo. Para el espacio, desde el nacimiento de una estrella hasta su muerte, pasan los momentos. Las enormes distancias crean la ilusión de constancia del universo. Una estrella que brilla en la distancia nos brilla durante miles de millones de años, en ese momento puede que no sea así.
La teoría de la evolución de las galaxias y las estrellas es un desarrollo de la teoría del Big Bang. La doctrina del nacimiento de las estrellas y la aparición de sistemas estelares es diferente en escala y tiempo, que, a diferencia del universo en su conjunto, puede observarse con los medios modernos de la ciencia.
Estudiar el ciclo de vida de las estrellas es posible con el ejemplo de la luz más cercana a nosotros. El sol es uno de los cientos de billones de estrellas en nuestro campo de visión. Además, la distancia de la Tierra al Sol (150 millones de km) brinda una oportunidad única para explorar un objeto sin salir de los límites del Sistema Solar. La información obtenida permitirá comprender en detalle cómo se organizan otras estrellas, qué tan rápido se agotan estas fuentes de calor gigantes, cuáles son las etapas de desarrollo de una estrella y cuál será el final de esta vida brillante: silenciosa y tenue o brillante, explosiva.
Después del Big Bang, diminutas partículas formaron nubes interestelares, que se convirtieron en el "hospital" para trillones de estrellas. Es característico que todas las estrellas nacieron al mismo tiempo como resultado de la contracción y expansión. La compresión en las nubes de gas cósmico se produjo bajo la influencia de su propia gravedad y procesos similares en las nuevas estrellas del vecindario. La expansión ha surgido como resultado de la presión interna del gas interestelar y bajo la acción de los campos magnéticos dentro de la nube de gas. Al mismo tiempo, la nube giraba libremente alrededor de su centro de masa.
Las nubes de gas formadas después de la explosión están compuestas en un 98% por hidrógeno atómico y molecular y helio. Solo el 2% de esta matriz representa polvo y partículas microscópicas sólidas. Anteriormente se creía que en el centro de cualquier estrella se encuentra el núcleo de hierro, calentado a una temperatura de un millón de grados. Este aspecto explica la enorme masa de la luminaria.
En la oposición de las fuerzas físicas, prevalecieron las fuerzas de compresión, ya que la luz resultante de la liberación de energía no penetra en la nube de gas. La luz, junto con una parte de la energía emitida, se propaga hacia afuera, creando una temperatura negativa y una zona de baja presión dentro de una densa acumulación de gas. Al estar en tal estado, el gas cósmico se comprime rápidamente, la influencia de las fuerzas de atracción gravitacional conduce al hecho de que las partículas comienzan a formar materia estelar. Cuando un grupo de gases es denso, la compresión intensa conduce a la formación de un grupo de estrellas. Cuando el tamaño de la nube de gas es insignificante, la compresión conduce a la formación de una sola estrella.
Una breve descripción de lo que está sucediendo es que el futuro de la estrella pasa por dos etapas: compresión rápida y lenta al estado de la protoestrella. Hablando en un lenguaje simple y comprensible, la compresión rápida es la caída de la materia estelar hacia el centro de la protoestrella. La compresión lenta ocurre en el fondo del centro formado de la protoestrella. Durante los próximos cien mil años, la nueva formación se reduce en tamaño y su densidad aumenta millones de veces. Gradualmente, la protoestrella se vuelve opaca debido a la alta densidad de la materia estelar, y la compresión continua desencadena el mecanismo de las reacciones internas. El crecimiento de la presión interna y las temperaturas conducen a la formación de un futuro centro de gravedad en la futura estrella.
En este estado, la protoestrella permanece durante millones de años, despidiendo lentamente el calor y gradualmente contrayéndose, disminuyendo de tamaño. Como resultado, emergen los contornos de una nueva estrella, y la densidad de su sustancia se vuelve comparable a la densidad del agua.
En promedio, la densidad de nuestra estrella es de 1.4 kg / cm3, casi la misma que la densidad del agua en el mar Muerto salado. En el centro del sol tiene una densidad de 100 kg / cm3. La materia estelar no está en estado líquido, sino que está en forma de plasma.
Bajo la influencia de una presión y temperatura enormes de aproximadamente 100 millones de K, comienzan las reacciones termonucleares del ciclo del hidrógeno. La compresión cesa, la masa del objeto aumenta cuando la energía de la gravedad se convierte en quema termonuclear de hidrógeno. A partir de este momento, una nueva estrella, que irradia energía, comienza a perder masa.
La formación de una estrella descrita anteriormente es solo un esquema primitivo que describe la etapa inicial de la evolución y el nacimiento de una estrella. Hoy, tales procesos en nuestra galaxia y en todo el Universo son casi imperceptibles debido al intenso agotamiento del material estelar. Para toda la historia consciente de las observaciones de nuestra galaxia, solo se han observado apariencias aisladas de nuevas estrellas. En la escala del universo, esta cifra se puede aumentar cientos y miles de veces.
La mayor parte de sus vidas, protoestrellas están ocultas del ojo humano por una cáscara de polvo. La emisión del núcleo se puede observar solo en el rango infrarrojo, que es la única forma de ver el nacimiento de una estrella. Por ejemplo, en 1967, los científicos astronómicos en la Nebulosa de Orión descubrieron una nueva estrella, cuya temperatura de radiación era de 700 grados Kelvin. Posteriormente, resultó que el lugar de nacimiento de las protoestrellas son fuentes compactas, que están disponibles no solo en nuestra galaxia, sino también en otras partes del universo que están alejadas de nosotros. Además de la radiación infrarroja, los lugares de nacimiento de nuevas estrellas están marcados por intensas señales de radio.
El proceso de estudio y la evolución de las estrellas.
Todo el proceso de conocer las estrellas se puede dividir en varias etapas. Al principio, determina la distancia a la estrella. La información sobre qué tan lejos está la estrella de nosotros, cuánto tiempo pasa la luz, da una idea de lo que le pasó a la estrella durante todo este tiempo. Después de que una persona aprendió a medir la distancia a estrellas distantes, quedó claro que las estrellas son los mismos soles, solo de diferentes tamaños y con diferentes destinos. Conociendo la distancia a la estrella, por el nivel de luz y la cantidad de energía emitida, se puede rastrear el proceso de fusión termonuclear de la estrella.
Siguiendo la determinación de la distancia a la estrella, uno puede, mediante el análisis espectral, calcular la composición química de la estrella y averiguar su estructura y edad. Gracias a la aparición del espectrógrafo, los científicos han podido estudiar la naturaleza de la luz de las estrellas. Este dispositivo puede determinar y medir la composición del gas de la materia estelar, que la estrella tiene en diferentes etapas de su existencia.
Al estudiar el análisis espectral de la energía del Sol y otras estrellas, los científicos llegaron a la conclusión de que la evolución de las estrellas y los planetas tiene raíces comunes. Todos los cuerpos cósmicos tienen el mismo tipo, composición química similar, y se derivan de la misma materia resultante del Big Bang.
La materia estelar consiste en los mismos elementos químicos (hasta el hierro) que nuestro planeta. La única diferencia está en el número de estos u otros elementos y en los procesos que ocurren en el Sol y dentro del firmamento de la tierra. Esto distingue a las estrellas de otros objetos en el universo. El origen de las estrellas también debe considerarse en el contexto de otra disciplina física: la mecánica cuántica. Según esta teoría, la materia que determina la materia estelar consiste en dividir constantemente los átomos y las partículas elementales creando su propio microcosmos. En este sentido, de interés es la estructura, composición, estructura y evolución de las estrellas. Al final resultó que, la masa principal de nuestra estrella y muchas otras estrellas representan solo dos elementos: el hidrógeno y el helio. Un modelo teórico que describa la estructura de la estrella permitirá comprender su estructura y la principal diferencia con respecto a otros objetos espaciales.
La característica principal es que muchos objetos en el Universo tienen un cierto tamaño y forma, mientras que una estrella puede cambiar su tamaño a medida que se desarrolla. El gas caliente es un compuesto de átomos débilmente unidos entre sí. Millones de años después de la formación de estrellas, comienza el enfriamiento de la capa superficial de materia estelar. La estrella da la mayor parte de su energía al espacio exterior, disminuyendo o aumentando de tamaño. La transferencia de calor y energía ocurre desde las regiones internas de la estrella a la superficie, afectando la intensidad de la radiación. En otras palabras, la misma estrella en diferentes períodos de su existencia se ve diferente. Los procesos termonucleares basados en reacciones del ciclo del hidrógeno contribuyen a la transformación de los átomos de hidrógeno ligeros en elementos más pesados, el helio y el carbono. Según los astrofísicos y los científicos nucleares, tal reacción termonuclear es la más efectiva en términos de la cantidad de calor liberado.
¿Por qué la fusión termonuclear del núcleo no termina con la explosión de un reactor de este tipo? La cosa es que las fuerzas del campo gravitatorio en él pueden mantener la materia estelar dentro de los límites del volumen estabilizado. De esto podemos sacar una conclusión inequívoca: cualquier estrella es un cuerpo masivo, que conserva su tamaño debido al equilibrio entre las fuerzas de la gravedad y la energía de las reacciones termonucleares. El resultado de este modelo natural ideal es una fuente de calor que puede funcionar durante mucho tiempo. Se supone que las primeras formas de vida en la Tierra aparecieron hace 3 mil millones de años. El sol en esos días calentó nuestro planeta tal como está ahora. En consecuencia, nuestra estrella ha cambiado poco, a pesar del hecho de que la escala del calor irradiado y la energía solar es enorme: más de 3-4 millones de toneladas por segundo.
Es fácil calcular cuánto a lo largo de los años de su existencia, nuestra estrella ha perdido peso. Esta será una figura enorme, pero debido a su enorme masa y alta densidad, tales pérdidas en todo el Universo parecen insignificantes.
Etapas de la evolución de las estrellas.
El destino de la estrella depende de la masa inicial de la estrella y de su composición química. Mientras las principales reservas de hidrógeno se concentran en el núcleo, la estrella se encuentra en la llamada secuencia principal. Tan pronto como hubo una tendencia a aumentar el tamaño de la estrella, significa que la fuente principal para la fusión termonuclear se ha secado. Comenzó un largo camino final de transformación de un cuerpo celeste.
Las luminarias formadas en el universo se dividen inicialmente en los tres tipos más comunes:
- estrellas normales (enanas amarillas);
- estrellas enanas;
- estrellas gigantes
Las estrellas con poca masa (enanas) queman lentamente las reservas de hidrógeno y viven sus vidas con bastante calma.
Tales estrellas son la mayoría en el Universo y nuestra estrella es una enana amarilla. Con el inicio de la vejez, la enana amarilla se convierte en una gigante roja o supergigante.
Basado en la teoría del origen de las estrellas, el proceso de formación de estrellas en el universo no ha terminado. Las estrellas más brillantes de nuestra galaxia no solo son las más grandes, en comparación con el Sol, sino también las más jóvenes. Los astrofísicos y los astrónomos llaman a estas estrellas supergigantes azules. Al final, se enfrentan al mismo destino, que es experimentar trillones de otras estrellas. Primero, el nacimiento rápido, la vida brillante y ardiente, después de lo cual llega un período de decadencia lenta. Las estrellas como el Sol tienen un ciclo de vida largo, estando en la secuencia principal (en la parte media).
Usando datos sobre la masa de una estrella, podemos asumir su camino evolutivo de desarrollo. Una ilustración ilustrativa de esta teoría es la evolución de nuestra estrella. Nada es eterno. Como resultado de la fusión termonuclear, el hidrógeno se convierte en helio, por lo tanto, sus reservas iniciales se consumen y reducen. En algún momento, muy pronto, estas existencias se agotarán. A juzgar por el hecho de que nuestro Sol continúa brillando durante más de 5 mil millones de años, sin cambiar de tamaño, la edad madura de la estrella puede durar aproximadamente el mismo período.
El agotamiento de las reservas de hidrógeno conducirá al hecho de que bajo la influencia de la gravedad, el núcleo del Sol comenzará a reducirse rápidamente. La densidad del núcleo será muy alta, con el resultado de que los procesos termonucleares se moverán a las capas adyacentes al núcleo. Tal estado se llama colapso, que puede ser causado por reacciones termonucleares en las capas superiores de la estrella. Como resultado de la alta presión, se desencadenan reacciones termonucleares que involucran helio.
El suministro de hidrógeno y helio en esta parte de la estrella durará millones de años. No es muy pronto que el agotamiento de las reservas de hidrógeno conducirá a un aumento en la intensidad de la radiación, un aumento en el tamaño de la cáscara y el tamaño de la estrella en sí. Como resultado, nuestro sol se volverá muy grande. Si imaginamos esta imagen en decenas de miles de millones de años, en lugar de un deslumbrante disco brillante, un cielo rojo caliente de tamaños gigantescos colgará en el cielo. Los gigantes rojos son la fase natural de la evolución de una estrella, su estado de transición en la categoría de estrellas variables.
Como resultado de esta transformación, la distancia de la Tierra al Sol se reducirá, de modo que la Tierra caerá en la zona de influencia de la corona solar y comenzará a "asarse" en ella. La temperatura en la superficie del planeta aumentará diez veces, lo que conducirá a la desaparición de la atmósfera y la evaporación del agua. Como resultado, el planeta se convertirá en un desierto rocoso sin vida.
Las etapas finales de la evolución de las estrellas.
Habiendo alcanzado la fase de la gigante roja, la estrella normal se convierte en una enana blanca bajo la influencia de los procesos gravitacionales. Si la masa de la estrella es aproximadamente igual a la masa de nuestro Sol, todos los procesos principales ocurrirán en silencio, sin impulsos ni reacciones explosivas. La enana blanca morirá durante mucho tiempo, convirtiéndose en cenizas.
En los casos en que la estrella originalmente tenía una masa más de 1,4 veces solar, la enana blanca no será la etapa final. Con una gran masa dentro de la estrella, los procesos de compactación de la materia estelar comienzan a nivel atómico, molecular. Los protones se convierten en neutrones, la densidad de la estrella aumenta y su tamaño disminuye rápidamente.
Las estrellas de neutrones conocidas por la ciencia tienen un diámetro de 10-15 km. Con tamaños tan pequeños, la estrella de neutrones tiene una masa enorme. Un centímetro cúbico de materia estelar puede pesar miles de millones de toneladas.
En el caso de que inicialmente tratáramos con una estrella de una gran masa, la etapa final de la evolución toma otras formas. El destino de una estrella masiva, un agujero negro, un objeto con una naturaleza inexplorada y un comportamiento impredecible. La enorme masa de la estrella contribuye a un aumento de las fuerzas gravitacionales que ponen en movimiento las fuerzas de compresión. Suspender este proceso no es posible. La densidad de la materia aumenta hasta que se convierte en infinito, formando un espacio singular (la teoría de la relatividad de Einstein). El radio de tal estrella eventualmente se convertirá en cero, convirtiéndose en un agujero negro en el espacio exterior. Los agujeros negros serían mucho más grandes si en el espacio la mayor parte del espacio estuviera ocupado por estrellas masivas y supermasivas.
Cabe señalar que durante la transformación de un gigante rojo en una estrella de neutrones o en un agujero negro, el Universo puede sobrevivir a un fenómeno único: el nacimiento de un nuevo objeto espacial.
El nacimiento de una supernova es la etapa final más impresionante en la evolución de las estrellas. Здесь действует естественный закон природы: прекращение существование одного тела дает начало новой жизни. Период такого цикла, как рождение сверхновой, в основном касается массивных звезд. Израсходовавшиеся запасы водорода приводят к тому, что в процесс термоядерного синтеза включается гелий и углерод. В результате этой реакции давление снова растет, а в центре звезды образуется ядро железа. Под воздействием сильнейших гравитационных сил центр массы смещается в центральную часть звезды. Ядро становится настолько тяжелым, что неспособно противостоять собственной гравитации. Как следствие, начинается стремительное расширение ядра, приводящее к мгновенному взрыву. Рождение сверхновой - это взрыв, ударная волна чудовищной силы, яркая вспышка в бескрайних просторах Вселенной.
Следует отметить, что наше Солнце не является массивной звездой, поэтому подобная судьба ее не грозит, не стоит бояться такого финала и нашей планете. В большинстве случаев взрывы сверхновых происходят в далеких галактиках, с чем и связано их достаточно редкое обнаружение.
В заключение
Эволюция звезд - это процесс, который растянут по времени на десятки миллиардов лет. Наше представление о происходящих процессах - всего лишь математическая и физическая модель, теория. Земное время является лишь мгновением в огромном временном цикле, которым живет наша Вселенная. Мы можем только наблюдать то, что происходило миллиарды лет назад и предполагать, с чем могут столкнуться последующие поколения землян.
