Astronomía

Término para el momento en que comienza la fusión del hidrógeno en una estrella.

Término para el momento en que comienza la fusión del hidrógeno en una estrella.



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He leído sobre este proceso muchas veces, pero no creo que conozca el término específicamente para el momento en que comienza la fusión del hidrógeno. ¿Cómo se llama este momento?


Encendido o más completamente encendido estelar es el término que desea.


Se conoce como el encendido nuclear en el diagrama de Hertzsprung-Russell; lo opuesto al apagado nuclear cuando el hidrógeno se agota en el núcleo.

De hecho, no hay un "momento" en el que la estrella comience a fusionar hidrógeno, es un proceso gradual.

Por ejemplo, los modelos de Siess et al. (2001) sugieren que una estrella de secuencia principal de masa solar obtiene el 0.01% de su luminosidad de la fusión de hidrógeno a los 2 millones de años, el 1% después de 16 millones de años, pero no es hasta los 56 millones de años que el 99% de la la luminosidad proviene de la fusión del hidrógeno.


El inicio de la fusión del hidrógeno de una estrella (es decir, cuando entra en la secuencia principal) se denomina secuencia principal de edad cero (ZAMS). Por el contrario, la secuencia principal de la era terminal (TAMS) se refiere al punto en que una estrella deja de fusionar hidrógeno (y, por definición, abandona la secuencia principal); el tiempo entre ZAMS y TAMS se denomina vida útil de la secuencia principal. En el diagrama de Hurtzsprung-Russell, varias estrellas en su ZAMS están agrupadas en una línea:

Imagen de Evolution from the Main Sequence to Red Giants, cortesía de Rice University bajo una Creative Commons Attribution License 4.0.

Algunos astrónomos consideran que el ZAMS es el "nacimiento" de una estrella, en el sentido de que el objeto ya no es una protoestrella y cumple los criterios de una estrella (fuente). Por lo tanto, estos astrónomos consideran que la edad de una estrella es el tiempo entre ahora y su ZAMS. Sin embargo, esto es simplemente una cuestión de terminología, ya que otros consideran que la formación de la estrella es el momento en que su nube molecular colapsa.


Estrellas enanas blancas

Hugh E. DEWITT,. Guy S. STRINGFELLOW, en Física del plasma fuertemente acoplado, 1990

1. INTRODUCCIÓN

La posibilidad de separación de elementos en plasmas multiónicos fuertemente acoplados requiere un cálculo muy preciso de la ecuación de estado de las mezclas iónicas. En las estrellas enanas blancas que consisten principalmente en núcleos de C y O en un fondo casi uniforme de electrones degenerados, las interacciones de Coulomb entre los iones determinan la posibilidad de separación, particularmente en los núcleos congelados de estas estrellas. En los planetas jovianos y las estrellas enanas marrones, la posible separación de elementos se ve reforzada por el filtrado de electrones y los cálculos son considerablemente más complicados. En ambos casos, las propiedades termodinámicas de las mezclas iónicas binarias requieren una comprensión detallada del caso de una especie, el plasma clásico de un componente o OCP cuando los iones puntuales se mueven en un fondo uniforme. Las propiedades del OCP en las fases fluida y sólida y de las mezclas binarias en la fase fluida se han obtenido con simulaciones numéricas de Monte Carlo y mediante ecuaciones integrales de cadena hipernetizada acoplada (HNC). Estos métodos y resultados están bien resumidos en una revisión reciente de Ichimaru, Iyetomi y Tanaka. 1

En la fase cristalina del OCP o la mezcla iónica binaria (BIM) existe una distinción clara y rigurosa entre la energía Madelung del cristal y la energía térmica debida a las vibraciones reticulares. Las simulaciones numéricas de la fase líquida indican una separación similar de la energía interna en energía estática con una "constante de Madelung fluida" y una energía térmica. Esta división persiste desde el valor de fusión del parámetro de acoplamiento clásico, Γ = (ze) 2 / a ω sk T, a ω s = Wigner-Seitz o radio de esfera iónica, en aproximadamente 180 hasta Γ ∼ 1, el límite de la región fuertemente acoplada. Para Γ & lt 1, la distinción entre la energía térmica estática y fluida se rompe, y en el límite de baja densidad o acoplamiento débil, el plasma está bien descrito por la teoría de Debye-Huckel. Rosenfeld 2 ha demostrado que la ecuación HNC aplicada al OCP tiene una forma límite exacta como Γ → ∞ para la cual la energía interna es:

con el coeficiente, - 9 10, y el exponente, 1 2, siendo exactos. Se ajusta a los datos de MC disponibles para el OCP 3 indican una forma similar, aΓ + BΓ s, con s considerablemente menor 4 que el valor HNC de 1 2, y generalmente se toma como s = 1 4. La diferencia entre los resultados de MC y HNC para la energía térmica del fluido se debe a la aproximación de HNC que pone la función de puente en cero. Para mezclas iónicas, la energía estática del fluido correspondiente viene dada por el modelo de esfera iónica que pondera cada ión por Z i 5 3. También se ha encontrado que, en gran medida, la energía interna de la mezcla viene dada por la regla de mezcla lineal 5, 6 que relaciona la energía de la mezcla con la función de energía interna de OCP:

La regla de mezcla lineal da los resultados de la mezcla de esferas de iones para el término estático, 〈Z 5 3〉 Γ e, que no da ningún cambio en la energía libre y, por lo tanto, no contribuye a la separación de fases. Solo la energía térmica de la mezcla, que es aproximadamente el 2% del término estático en la congelación, puede resultar en la separación de fases. Por lo tanto, es muy importante tener resultados confiables y bien entendidos para la energía térmica del fluido OCP y BIM. Para el OCP, el único modelo teórico para la forma Γ 1 4 de la energía térmica proviene de una minimización variacional de esfera dura utilizando la ecuación de Percus-Yevick para esferas duras. 7 En la actualidad no existe una generalización de esta o cualquier otra teoría para la energía térmica BIM, aunque el éxito de la regla de mezcla lineal para el HNC sugiere fuertemente una forma para la energía térmica BIM.


El proceso de Fusion

La liberación de energía y la fusión de sustancias ligeras se debe a la combinación de dos fuerzas opuestas: la energía nuclear, que incluye protones y neutrones, y Coulomb, que hace que los protones interactúen. Los protones están bien cargados y persiguen la fuerza de Coulomb de los demás, pero aún pueden permanecer juntos, lo que indica la existencia de otra fuerza, a corta distancia, llamada atracción nuclear. Los núcleos ligeros (o núcleos más pequeños que el hierro y el níquel) son lo suficientemente pequeños y no contienen protones que permitan que la energía nuclear supere la depresión. Esto se debe a que el núcleo es tan pequeño que todos los núcleos se sienten poderosos al atraer una distancia corta al menos con tanta fuerza como sienten la constante irritación del rango de Coulomb. La formación de núcleos a partir de núcleos simples mediante la mezcla elimina más energía de la atracción neta de partículas. Sin embargo, con núcleos más grandes, no se libera energía, ya que la energía nucleoeléctrica es de corta duración y no puede seguir funcionando a velocidades nucleares prolongadas. Por lo tanto, la fusión de dichos núcleos no libera energía, sino que se necesita energía para la incorporación de dichos procesos.

La fusión da poder a las estrellas y produce casi todo en un proceso llamado nucleosíntesis. El Sol es la estrella de una secuencia principal y, como resultado, genera su energía combinando el núcleo de los núcleos de hidrógeno en helio. En parte, el Sol agrega 620 millones de toneladas de hidrógeno y produce 616 millones de toneladas de helio por segundo. La combinación de objetos brillantes en las estrellas libera la energía y el tamaño que la acompañan regularmente. Por ejemplo, en una combinación de dos núcleos de hidrógeno para formar helio, el 0,645% del peso es absorbido por la energía cinética de las partículas alfa u otras formas de energía, como la radiación.

Se necesita mucha energía para obligar a los núcleos a combinarse, incluso el del elemento más pequeño, el hidrógeno. Cuando se acelera a una velocidad suficientemente alta, los núcleos pueden resistir la fuerza de la gravedad y están lo suficientemente cerca de tal manera que la fuerza gravitacional es mayor que la de la repugnante fuerza de Coulomb. Las fuerzas de potencia crecen más rápido cuando los núcleos están lo suficientemente cerca, y los nucleones conectados pueden realmente "caer" entre sí y el resultado es una mezcla de la energía neta producida. La combinación de núcleos simples, que forman un núcleo pesado y, a menudo, un neutrón o protón libre, generalmente produce más energía de la necesaria para forzar a los núcleos a unirse; este es un proceso estresante que puede producir beneficios nutritivos.

La energía liberada por la mayoría de las reacciones nucleares es mucho mayor que la de las reacciones químicas, ya que la fuerza de unión que mantiene unido un núcleo es mucho mayor que la fuerza ejercida por los electrones sobre el núcleo. Por ejemplo, el potencial de ionización obtenido al agregar un electrón al núcleo de hidrógeno es 13,6 eV, menos que el 17,6 MeV emitido en la reacción deuterio-tritio (D-T). Las reacciones de fusión son muchas veces más potentes que las reacciones de fisión nuclear, producen mucha más energía por unidad de peso, aunque cada reacción de fisión tiende a ser más dinámica que las formulaciones de un solo componente, que en realidad son siete veces más potentes que la resistencia química. La única conversión directa de peso en fuerza, como la causada por una colisión mortal de un objeto con la antimateria, es más poderosa por unidad de peso que una fusión nuclear. (La modificación completa de un gramo de noticias liberará 9 & # 215 1013 julios de potencia).

La investigación sobre la generación de energía de fusión existe desde hace más de 60 años. Aunque la fusión controlada generalmente está controlada por la tecnología actual (por ejemplo, fusores), el logro exitoso de la integración económica ha sido documentado por la complejidad de la ciencia y la tecnología, sin embargo, se han logrado avances significativos. En la actualidad, el alojamiento de fusión controlado no puede producir un soporte controlado roto (autoportante). [4] Dos de sus formas más comunes son el confinamiento magnético (formación de toroides) y el confinamiento interno (formación de láser).

Se dice que los diseños utilizados para el reactor toroidal aportan diez veces más potencia de fusión que la cantidad necesaria para calentar el plasma a la temperatura requerida aún en desarrollo (ver ITER). Se espera que el Centro ITER complete su fase de construcción para 2025. Comenzaremos a liberar al encuestado el mismo año y comenzaremos las pruebas de plasma en 2025, pero no se espera que comience una mezcla completa de deuterio-tritio hasta 2035.

De manera similar, General Fusion, con sede en Canadá, que está desarrollando un sistema de energía nuclear magnética, tiene como objetivo construir su propia planta de demostración para 2025.

La Instalación Nacional de Ignición de EE. UU., Que utiliza la integración entrante impulsada por láser, fue diseñada con el objetivo de una integración no convencional Las primeras pruebas importantes con láser se realizaron en junio de 2009 y las pruebas de fuego comenzaron a principios de 2011.


Evolución estelar

Las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas en la secuencia principal con la fusión en el núcleo que proporciona la energía que necesitan para mantener su estructura. Esto tiene un precio. Cuando una estrella quema hidrógeno (H) en helio (He), la composición química interna cambia y esto afecta la estructura y apariencia física de la estrella. Cuanto más vieja es la estrella, mayor es la cantidad de helio en el núcleo.

Actualmente, el Sol no está en el ZAMS, ya que ha estado quemando hidrógeno en helio durante aproximadamente 5 mil millones de años. Ésta es una de las razones por las que el MS aparece como una franja ancha cuando se traza. La mayoría de las estrellas han estado haciendo fusión durante algún tiempo y, por lo tanto, alterando su estructura interna, de modo que se eliminan del ZAMS (ya que los cambios internos afectan su apariencia, su luminosidad y temperatura superficial).

Figura 1. El núcleo del Sol (y otras estrellas) a lo largo del tiempo. La parte superior muestra cómo empezó, con un 70% de H y un 27% de He. Con el tiempo, el tamaño del núcleo de helio aumenta, de modo que se hace más grande, como se muestra en (b), y más grande, como se muestra en (c). Recuerde, este es solo el núcleo de la estrella, mientras que el resto de la estrella mantiene prácticamente la misma composición mientras está en la secuencia principal.

El Sol y la mayoría de las otras estrellas tienen originalmente una composición de 70% de hidrógeno y aproximadamente 27% de helio en sus núcleos. Esta es una especie de composición estándar de estrellas como el Sol, al menos cuando comienzan sus vidas. Esta es también la composición actual de las capas fuera del núcleo, ya que no hay fusión, pero en el núcleo las cosas han cambiado. Ahora bien, si miras dentro del núcleo del Sol hoy, verías que hay aproximadamente un 35% de hidrógeno y un 62% de helio. El helio es más denso, por lo que se hunde hasta el centro del núcleo. ¿Qué hace ahí? Nada más que ocupar espacio. En realidad, puedes pensar en el helio como un compañero de cuarto perezoso, simplemente sentado en el medio de la casa, sin hacer nada y haciéndose más grande cada día. En realidad, sería un compañero de cuarto bastante asqueroso, pero entiendes la idea.

El núcleo de helio es cada día más grande, ya que el helio que se produce en el proceso de fusión está ocupando cada vez más espacio, ya que en realidad no puede hacer nada más. Si cree que esto es malo, tiene razón. El helio, solo por su presencia, está desplazando el área de producción de energía. Recuerde, la fusión solo puede ocurrir en el área caliente y de alta densidad del núcleo. Fuera de esta área no se producirá fusión (y producción de energía). Dado que el helio ocupa cada vez más espacio, hay menos espacio para dedicarlo a la producción de energía. En cierto modo, la región en llamas se está alejando del centro de la estrella, y el helio la desplaza.

¿Cómo es a medida que te alejas del núcleo? Es más frío y menos denso (¿recuerdas esos gráficos de temperatura y densidad del conjunto de notas anterior?). Esta es una región que no es lo suficientemente caliente para mantener la misma tasa de generación de energía que en el núcleo denso y caliente. ¿Eso es importante? Por supuesto que es importante: la energía de la fusión ayuda a sostener las capas externas del Sol y mantiene las diversas formas de estabilidad dentro de la estrella (como el equilibrio hidrostático y esas otras cosas).

¿Qué sucede cuando las capas superiores no se sostienen con tanta eficacia como antes? La gravedad levanta su fea cabeza, y vaya, tiene una fea cabeza. Debes recordar que la gravedad siempre está ahí, pero cuando no luchas contra su influencia de manera muy efectiva, ¡pagas el precio! Las capas fuera del núcleo comenzarían a tirar hacia adentro, y el núcleo del Sol y el área a su alrededor se contraerían levemente. Si bien esto puede no parecer algo bueno, en realidad lo es, ya que la contracción ayudará a calentar el área alrededor del núcleo y hará que la temperatura y la densidad aumenten a un nivel en el que la fusión pueda comenzar en regiones que antes eran demasiado frías. o densidad demasiado baja para que funcione la fusión.

El resultado básico de todo esto es que la región de combustión (región de producción de energía) de una estrella se está alejando gradualmente del centro de la estrella a medida que el subproducto de fusión (helio) ocupa cada vez más espacio en el centro. .

¿Significa esto que el Sol se está agrandando? No, porque hay que recordar que la masa del Sol ha ido disminuyendo constantemente a lo largo de los años, ya que toda la energía que emite como luz solar era en realidad masa al mismo tiempo. El Sol está perdiendo masa de manera constante con solo emitir luz, mucho más fácil que Weight Watchers, ¿no es así? El helio es más denso que el hidrógeno, por lo que el núcleo se está volviendo más denso lentamente con la producción de más y más helio.

El proceso de exprimido lento parece haber resuelto los problemas energéticos del Sol, ¿verdad? Un poco más de helio hace que la región de producción de energía se expulse lentamente del centro, por lo que todo está bien, ¿verdad? En realidad no, ya que el Sol (y las estrellas como él) solo pueden hacer esto durante un tiempo. Eventualmente, llegará al punto en que las contracciones no podrán calentar las regiones interiores lo suficiente como para permitirles producir energía para mantener el equilibrio hidrostático. Aunque la gravedad mantiene las cosas calientes y densas, no será suficiente para mejorar la situación. Hay un límite en cuanto a la fuerza con la que se pueden apretar las cosas y a la temperatura con que se puede calentar el material.

En este punto, el hidrógeno que se quema en el núcleo ya no es significativo, y solo hay una capa delgada de hidrógeno que se quema alrededor del gran núcleo de helio. La estrella está prácticamente al final de su vida de secuencia principal.

Figura 2. Las capas externas de una estrella (como el Sol) son expulsadas por la compresión y el calentamiento del núcleo. Aunque no hay mucha fusión, el calentamiento gravitacional del núcleo hace que el flujo de calor aumente y las capas externas de la estrella se hinchen.

La combustión de la capa de hidrógeno no produce mucha energía, por lo que realmente no ayuda a sostener las capas externas de la estrella. Sin embargo, las capas externas se están reteniendo, ¿cómo? Se debe básicamente a todo el gas caliente que hay allí, o Energía Térmica, que es solo el calor producido por la compresión del núcleo. Recuerde la influencia de la gravedad: comprimirá y exprimirá el núcleo para que el núcleo se vuelva más pequeño y más caliente. El calor del núcleo es tan grande que comenzará a exagerar el bit de "sostener las capas externas". De hecho, inflará las capas externas de la estrella. A medida que las capas exteriores se extienden, se enfriarán y la temperatura superficial observada de la estrella disminuirá. ¿Qué tenemos aquí? Obtenemos un Red Giant, es mejor que comencemos una nueva sección.

Gigantes Rojos

Finalmente llegamos al escenario del gigante rojo. Sé que has estado esperando esto durante algún tiempo, así que trata de mantener la calma. Primero, una aclaración: sé que los gigantes rojos son un poco confusos, ya que parece que suceden dos cosas opuestas al mismo tiempo: el núcleo se está volviendo más pequeño y más caliente debido a la compresión, mientras que las capas externas se están volviendo más esparcidas y más frías. . En cierto modo, las cosas van en dos direcciones opuestas, pero estas cosas están relacionadas. Sin el calentamiento del núcleo, no habría expansión de las capas externas.

En el caso del Sol, se expandirá a un tamaño mayor que el de la órbita de Marte, o se volverá aproximadamente 430 veces más grande que su tamaño actual, y tendrá una temperatura superficial de 3500 K y una luminosidad que es 20.000 veces su valor actual. . Por supuesto, la temperatura central aumentará (recuerde, la compresión aún continúa), acercándose a alrededor de 100 millones de K. ¿El tamaño del Sol será tan grande como el tamaño de la órbita de Marte? ¿Qué pasará con la Tierra? - nada bueno, obviamente. El Sol se hará más y más grande cada día, y la luminosidad aumentará, por lo que la temperatura de la superficie de la Tierra aumentará (este es un evento de calentamiento global realmente importante). Eventualmente, después de que toda la vida en la Tierra sea destruida por el intenso calor y la radiación, el planeta entrará en las capas externas en expansión del Sol. Si no se quema de inmediato, probablemente entrará en espiral hacia el centro del Sol, por lo que eventualmente se quemará. Supongo que ni siquiera SPF 40 ayudará en ese momento. Esto no solo le sucederá a la Tierra, sino que Mercurio, Venus y Marte probablemente compartirán este destino. Júpiter y Saturno pueden ser lugares seguros para estar en este momento, por lo que es mejor que compre bienes raíces ahora mientras los precios aún son bajos.

El núcleo se comprime continuamente, haciéndose más y más caliente, así como más y más denso. ¿No hay límite? ¿Terminará alguna vez? Sí, terminará hay un límite. El límite se produce debido a algunas de las leyes de la mecánica cuántica. Una de estas leyes nos dice qué tan apretados podemos empaquetar cosas, como átomos y electrones.Una vez que el núcleo de una estrella llega al punto donde los electrones están empaquetados lo más apretadamente posible, se dice que el material está degenerado en electrones. Por lo tanto, el núcleo de una gigante roja se está volviendo cada vez más degenerado en electrones. Una de las propiedades inusuales del material degenerado por electrones es que una vez que está degenerado por electrones, no se puede hacer más denso. No importa cuánto lo apriete y comprima, no se volverá más denso, se calentará más, pero no más denso.

Otra cosa que sucede con una gigante roja es que las capas externas se vuelven muy convectivas. En realidad, hay enormes burbujas convectivas que llegan hasta el núcleo y luego vuelven a la superficie. Para una estrella del tamaño de la órbita de Marte, ¡estas son burbujas realmente grandes! Un aspecto interesante de estas enormes burbujas de convección es que pueden mezclar material muy bien. A veces, incluso pueden sacar algunas cosas del núcleo a la superficie. Los gigantes rojos pueden tener composiciones químicas bastante peculiares en sus capas superficiales, ya que la materia de alta densidad en el núcleo puede mezclarse con el material en las capas externas, que podemos ver cuando obtenemos un espectro. Esto es algo que los astrónomos han visto con las gigantes rojas, y es una característica que también es predicha por nuestros programas de computadora.

Es hora de volver al núcleo. Cuando la temperatura del núcleo alcanza los 100 millones de K, es lo suficientemente caliente como para que se produzca la fusión del helio. Lo crea o no, esto es algo bueno. En realidad, no es tan bueno al principio, ya que el núcleo de la estrella está degenerado por electrones cuando se enciende el helio, y la ignición resultante es un evento bastante catastrófico. Esto Flash de helio marca el rápido inicio de la combustión de helio en el núcleo de una estrella de baja masa. Un destello de helio es una explosión bastante violenta que puede alterar significativamente la estructura interna de una estrella, en parte porque el material en el núcleo está muy degenerado en electrones. En realidad, no podemos ver el destello de helio, ya que está enterrado profundamente en el núcleo y ocurre relativamente rápido, pero hace que la estrella vuelva a la pista de fusión. Las estrellas más masivas que el Sol por lo general no tienen un núcleo degenerado por electrones, por lo que cuando su helio se enciende no es gran cosa. En el caso de las estrellas de baja masa, el destello de helio también tiene la ventaja adicional de eliminar la degeneración de electrones en el núcleo.

Ahora tenemos una especie de estrella feliz: ha recibido su segundo aire. La fusión de helio produce una buena cantidad de energía en el núcleo y el núcleo ya no tiene electrones degenerados. Desafortunadamente, la quema de helio no es tan eficiente energéticamente como la quema de hidrógeno, por lo que se obtiene menos valor por el dinero. Es posible que desee pensar en él como un combustible de menor calidad, quizás un octanaje más bajo que la fusión de hidrógeno. El resultado básico es que no se produce tanta energía en cada reacción de fusión de helio como se produjo en cada reacción de fusión de hidrógeno, por lo que la estrella tiene que quemar el helio más rápido para producir una cantidad suficiente de energía. El núcleo todavía está extremadamente caliente, por lo que también está produciendo mucha energía térmica, lo que mantendrá las capas externas hinchadas, por lo que la estrella sigue siendo una gigante roja fría.

Figura 3. El interior de un gigante rojo después de que comienza la fusión del helio. El tamaño de la estrella es del orden de un par de cientos de UA, mientras que el núcleo es tan grande como la Tierra. El primer plano del núcleo muestra que existen múltiples capas. En el centro están los subproductos de la fusión del helio: carbono y oxígeno. Encima hay una capa de helio que se está fusionando y otra capa de helio que no se está fusionando (demasiado fría o poco densa). Por encima de las capas de helio está la capa de fusión de hidrógeno en una capa muy pequeña. Esta capa marca el borde exterior del núcleo. El resto de la estrella es en su mayor parte la misma composición con la que tenía al principio la estrella (principalmente hidrógeno y helio).

Ahora, el helio se fusiona en carbono (C) y oxígeno (O) a través de lo que se conoce como el proceso triple alfa. Este es un nombre que suena una especie de tonto, pero proviene del antiguo nombre de helio (partícula alfa), y cuando se combinan tres átomos de helio, se produce carbono (así como energía), mientras que cuatro átomos de helio se combinan para hacer oxígeno (y energía). Supongo que podría llamarse el proceso alfa cuádruple, pero no es tan fácil de pronunciar. De todas formas, volvamos a la fusión del helio. La fusión del helio es menos eficiente que la fusión del hidrógeno, por lo que va bastante rápido y el carbono y el oxígeno comenzarán a ocupar más y más espacio en el núcleo de la estrella. ¿Te suena familiar? Debería. Nuevamente, la quema se alejará más y más del centro de la estrella y el núcleo comenzará a degenerarse nuevamente. A medida que comienzan a arder nuevas regiones de helio, la estrella puede experimentar destellos de helio (también llamados pulsos térmicos). Estos son similares al destello explosivo de helio, pero menos poderosos ya que hay menos material involucrado y no está tan degenerado como el núcleo cuando ocurrió el destello de helio. Sin embargo, estos destellos de caparazón de helio son bastante problemáticos, ya que liberan una buena cantidad de energía, algo así como un hipo violento e incontrolable.

Después de aproximadamente mil millones de años (para estrellas similares al Sol), la acumulación de carbono y oxígeno en el núcleo evitará la producción de una cantidad significativa de energía, ya que el maldito carbono y el oxígeno están ocupando mucho espacio. Esto marca el final de la línea de la estrella. El núcleo comenzará a contraerse, pero la contracción no producirá temperaturas o densidades lo suficientemente altas como para encender el siguiente proceso de fusión. Una estrella pasará solo alrededor del 10% de su vida como gigante roja, no mucho por una segunda vida, pero tomas lo que puedes obtener.

¿El final del helio es el final de todas las estrellas? No, las estrellas más masivas que el Sol pueden continuar en las siguientes etapas de combustión una vez que se detiene la etapa de fusión de helio. Recuerde, más masa conduce a una mayor atracción (o contracción) gravitacional, lo que conduce a una mayor compresión del núcleo. Más apretar conduce a temperaturas y densidades más altas. Para estas estrellas de mayor masa, el carbono ardería a continuación, y luego los elementos más pesados ​​después del carbono, pero solo si la estrella es lo suficientemente masiva como para elevar la temperatura y la densidad a los altos niveles requeridos para la fusión de estos elementos más pesados. La estrella seguirá siendo una gigante roja y básicamente permanecerá en el área superior derecha del diagrama H-R hasta que termine todas sus etapas de fusión. Las diferentes estrellas de masa tienden a estar ordenadas con las estrellas de mayor masa más arriba en el diagrama HR, pero eso no siempre es cierto: la disposición de las estrellas en la etapa de gigante roja no es tan agradable y ordenada como lo fue durante la etapa de secuencia principal. . Es bastante difícil determinar con precisión la masa de una estrella gigante roja.

Figura 4. Aquí se describen los distintos pasos de la evolución del Sol. Esta es también la forma en que evolucionarán la mayoría de las otras estrellas de baja masa similares en masa al Sol. La ubicación actual del Sol está indicada por el punto amarillo a lo largo del camino evolutivo. La dirección de la evolución está indicada por las flechas.

Antes de descubrir cómo una estrella como el Sol termina su existencia, recapitulemos la historia de la fusión de una estrella de baja masa como el Sol. Los diversos puntos que se enumeran a continuación están marcados en la Figura 4.

  1. El hidrógeno se está fusionando en el núcleo, lo que produce helio y energía. La estrella felizmente está haciendo esto durante el 90% de su vida, que es la cantidad de tiempo que pasa en la secuencia principal. Esto equivale a una vida útil total de la EM de aproximadamente 10 mil millones de años para el Sol.
  2. La fusión de hidrógeno en el núcleo cesa en su mayor parte, y solo se produce la fusión de hidrógeno en una capa delgada. La estrella a partir de este punto es una gigante roja. Mientras que las capas externas se hinchan, la compresión en el centro comienza a formar un núcleo degenerado por electrones.
  3. La combustión de la capa de hidrógeno continúa en una pequeña capa alrededor del núcleo degenerado. El gigante rojo esponjoso es bastante inestable y las capas externas se vuelven muy convectivas. Esto puede traer algunos de los elementos pesados ​​del centro a la superficie, lo que produce espectros bastante extraños.
  4. Helium Flash señala el inicio de la fusión de helio en el núcleo.
  5. Comienza la fusión del núcleo de helio que produce energía y los subproductos de carbono y oxígeno. También hay una capa delgada de capa de hidrógeno que se quema alrededor del núcleo de helio, aunque esto no produce tanta energía como la fusión del helio.
  6. La quema del núcleo de helio disminuye a medida que se acumulan el carbono y el oxígeno, por lo que solo se quema helio e hidrógeno en capas delgadas. Este es también el momento en que se producirían destellos de la capa de helio, lo que provocaría interrupciones en la estructura de la estrella.
  7. ¿Que viene despues? Eso depende de la masa, con estrellas de mayor masa que continúan con más etapas de fusión, tal vez una etapa de fusión más, tal vez dos, o tal vez tres. Todo depende de la masa de la estrella: más masa, más fusión.

Enanas marrones

Figura 5. La enana marrón más fría descubierta hasta ahora, WISE 1828 + 2650, con una temperatura superficial de solo unos 300 K, (80 Fahrenheit). Los colores no son de color verdadero; haga clic en la imagen para ver la vista más grande. Crédito de la imagen: NASA / JPL-Caltech / UCLA.

¿Cuál es el límite para la fusión de hidrógeno? La masa más baja que puede tener una estrella y ser capaz de fusionar hidrógeno es aproximadamente el 8% de la masa del Sol. Recuerde que cuando se forman las estrellas, la gran mayoría de las que se forman son de masa muy baja, por lo que debería haber muchos de estos objetos muy pequeños por ahí. ¿Cómo llamamos a estas estrellas no del todo de baja masa? Estos se conocen como enanas marrones. Estas estrellas tienen temperaturas superficiales de solo unos 1000 K o menos, y tienen una fracción de la luminosidad del Sol. Tales objetos serían muy difíciles de detectar y parecen tener las características de las estrellas de tipo L y T. Entonces, ¿son las estrellas L realmente enanas marrones? No necesariamente. Algunas estrellas L son lo suficientemente grandes como para fusionar hidrógeno y, por lo tanto, no son enanas marrones, mientras que otras estrellas L son demasiado pequeñas para fusionar hidrógeno y deberían verse como enanas marrones. Es más probable que todos los tipos T sean enanas marrones. Es realmente difícil determinar cuáles de estas estrellas están fusionando hidrógeno y cuáles no, ya que emiten muy poca luz y es muy difícil verlas y medir con precisión sus características. Tenemos que usar telescopios IR como Spitzer y SABIO para detectarlos. De hecho, el Spitzer ha encontrado no solo enanas marrones, sino también discos de polvo a su alrededor, que se destacan porque son discos bastante grandes. Hasta ahora, las estrellas más frías (y quizás las más pequeñas) se clasifican como tipos T9, con temperaturas de hasta aproximadamente 500-600 K.

¿Hay estrellas más frías o más pequeñas que las enanas marrones? Por supuesto que los hay. Los astrónomos han sugerido que hay otro tipo espectral más allá de las estrellas T, y estos objetos fríos se conocerían como enanas marrones de tipo "Y" o enanas sub-marrones. Desafortunadamente, se han encontrado tan pocas estrellas de tipo Y que es difícil comprender sus características y también determinar si realmente deberían ser planetas y no estrellas. En general, si flotan libremente y no forman parte de un sistema estelar binario o múltiple, entonces deberían verse como "como estrellas", al menos en la forma en que se formaron. En la actualidad, los objetos más fríos de este tipo también están relativamente cerca de nosotros: WISE 0855-0714 está a solo 2.2 pc del Sol. Basado en observaciones del SABIO y Spitzer telescopios infrarrojos, este objeto tiene una temperatura de entre 225-260 K. ¡Ese es el tipo de temperaturas que experimentaría en la Antártida! Entonces, ¿es una estrella o un planeta? En este punto, puede describirse mejor como una estrella fallida.

Si bien es muy difícil encontrar una enana marrón, también es muy difícil medir sus masas. Esto se hizo recientemente, donde los astrónomos pudieron medir las masas de dos enanas marrones y encontraron masas de solo alrededor del 3% de la masa del Sol. Las enanas marrones también pueden desempeñar un papel en la estructura de nuestra galaxia, ya que deberían ser muy comunes y podrían contribuir sustancialmente a la masa total de la galaxia. Para la evolución estelar, las enanas marrones son prácticamente un callejón sin salida, ya que no tienen fusión, no cambian ni evolucionan de ninguna manera y simplemente se enfrían con el tiempo, lo cual es bastante aburrido.

Dado que queremos ver cosas que sean más emocionantes que las enanas marrones, necesitamos volver a la discusión de una estrella como el Sol para ver qué sucede después de que termina todas sus etapas de fusión.

Muerte estelar

Muerte en masa baja (para estrellas como el sol)

Finalmente, la fase de gigante roja terminará cuando la estrella ya no pueda quemar nada en su núcleo. Para el Sol, el último elemento que quemará es el helio. Otras estrellas más masivas quemarán carbono, oxígeno o neón en sus núcleos y otros elementos pesados ​​si son lo suficientemente masivos. Por supuesto, cada vez que una estrella quema un elemento, produce elementos más pesados ​​como subproductos. Eventualmente tendrán que dejar de quemar, ya que sus núcleos no pueden calentarse o densarse lo suficiente como para que comience el siguiente ciclo de combustión.

Cuando una estrella deja de fusionar un elemento, evoluciona hacia la esquina superior derecha del diagrama H-R. Esto se debe a la compresión del núcleo y la expansión resultante de las capas externas. La estrella se hincha cada vez más. Este es también un momento en el que la convección en las capas externas es muy extrema, de modo que toda la estrella es casi completamente convectiva. Si eso no fuera lo suficientemente malo, en estrellas de baja masa como el Sol, los destellos de la capa de helio seguirán ocurriendo de vez en cuando y estos liberarán mucha energía en ráfagas cortas. Esto es como tener un caso muy desagradable de hipo, con las capas externas de la estrella empujadas hacia afuera. Otro aspecto de las estrellas en esta etapa de sus vidas es el desarrollo de vientos estelares muy fuertes (realmente supervientos). Con las capas superficiales estiradas, los flashes de helio Shell y los súper vientos, están sucediendo muchas cosas para empujar las capas externas aún más hacia afuera. La energía combinada de todos estos procesos puede ayudar a volar las capas externas de la estrella. En realidad, esto no es demasiado difícil de hacer ya que las capas externas de la estrella ya están bastante estiradas desde el núcleo (recuerde, es un GIGANTE rojo) y por lo tanto es más difícil para la estrella sostenerlas de manera efectiva (el más lejos del centro, menor es la gravedad).

El resultado final es que las capas exteriores se despegan. A medida que las capas externas se desprendan, habrá una gran cantidad de gas caliente fluyendo desde la estrella, que solían ser las capas externas y solo quedará el núcleo de la estrella. A veces, el material se expulsará como un anillo, a veces el material se volará en dos direcciones (recuerde flujo de salida bipolar) también es posible que el material salga en burbujas. Las animaciones proporcionadas se basan en varias teorías sobre cómo se expulsa el material. En el caso del flujo de salida bipolar, se cree que las interacciones de dos estrellas provocan el flujo de salida en forma de embudo. En cualquier caso, una gran cantidad de material (básicamente todo lo que está fuera del núcleo) se expulsa al espacio. Esto produce una estructura conocida como Nebulosa planetaria ¡Y en la gran tradición de nombrar cosas en astronomía, no tiene nada que ver con los planetas! Es solo que en los viejos tiempos, cuando la gente miraba estas cosas con telescopios, veían que la mayoría de las nebulosas planetarias tenían formas de disco, y las únicas otras cosas visibles con tales formas eran los planetas. Sí, esa es una razón bastante poco convincente, pero estamos atrapados en ella.

Es hora de volver a matar estrellas. Durante la etapa bastante desagradable de la Nebulosa Planetaria, las estrellas como el Sol perderán alrededor del 40% o más de su masa. Las estrellas más masivas perderán una fracción aún mayor de su masa. Algunas nebulosas planetarias no son agradables y perfectamente esféricas; algunas tienen formas bastante inusuales, posiblemente debido a una pérdida de masa irregular o varias fases diferentes de pérdida de masa. Normalmente, las nebulosas planetarias tienen un tamaño de unos pocos años luz y el gas todavía se está alejando de la estrella a velocidades relativamente altas (unos pocos miles de km / s). El gas en una nebulosa planetaria se mantendrá bastante caliente debido al calor del núcleo denso y caliente, por lo que son visibles durante muchos años después del inicio de esta fase.

Figura 6. Ejemplos de nebulosas planetarias. Todas las imágenes son del telescopio espacial Hubble. La fila superior muestra las nebulosas en forma de flujo de salida bipolar común, donde el material es expulsado en dos direcciones (se supone que está fuera de los polos). Las diferentes formas pueden deberse a cómo se inclinan las nebulosas hacia o lejos de nosotros, o qué tan bien alineado está el material expulsado. Las dos imágenes de la izquierda son de la variedad circular de las nebulosas planetarias. Inicialmente se pensó que estas formas circulares se debían a una expulsión circular o esférica de material, aunque algunos ahora piensan que la forma circular podría deberse a una alineación de extremo a extremo de los tipos bipolares. Créditos de imagen: NASA, ESA, The Hubble Heritage Team (STScI / AURA), Bruce Balick (Universidad de Washington), Vincent Icke (Universidad de Leiden, Países Bajos), Garrelt Mellema (Universidad de Estocolmo), R. Sahai & amp J. Trauger ( JPL).

Con el tiempo, el flujo de gas de la estrella se detendrá y el gas de la Nebulosa Planetaria se enfriará y se perderá entre el resto del gas que flota en el espacio. Una cosa ingeniosa de este material es que a menudo se enriquece con elementos pesados; recuerde, esta fase se produce después de que una estrella ha terminado de realizar todos esos procesos de fusión, por lo que hay un exceso de elementos pesados ​​en el material. Ésta es una de las formas en que los elementos pesados ​​(otras cosas además del hidrógeno y el helio) pueden depositarse en el espacio. Este es un punto importante que volveremos a mencionar más adelante.

Todo lo que queda de la estrella después de la etapa de Nebulosa Planetaria es el pequeño núcleo caliente. ¿Qué está haciendo el núcleo? No se está quemando, pero aún tiene que lidiar con la influencia de la gravedad, que comprimirá el núcleo hasta el punto en que el material se degenera nuevamente en electrones. Una vez que llegue a ese punto, la compresión se detendrá. La estrella es ahora un objeto caliente, denso pero estable. Eso es bastante aburrido, pero también bastante extraño en cierto modo: todavía tiene electrones degenerados, lo que lo hace bastante anormal.

El núcleo que sobra tendrá una masa que es aproximadamente la mitad de la masa del Sol, pero tendrá un radio comparable al de la Tierra (alrededor de 6000 km). La temperatura de la superficie será de hasta 100.000 K, pero se enfriará con el tiempo. La densidad de este objeto es de aproximadamente 1 millón de gramos por cm cúbico. Esto es aproximadamente lo mismo que la densidad de un Volkswagen, no un Volkswagen normal, pero uno que ha sido aplastado hasta el tamaño de un terrón de azúcar. Bastante denso, ¿eh?

Figura 7. Una enana blanca típica (derecha) comparada con la Tierra (izquierda). Aunque tiene un radio similar al de la Tierra, la masa de una enana blanca es mucho más cercana a la del Sol. Esto lo convierte en un objeto muy denso. Imagen de la Tierra cortesía de la NASA.

¿Cómo llamamos a este objeto caliente, denso y de pequeño tamaño? Una enana blanca, en realidad, este nombre tiene sentido, es pequeño y hace calor, wow, un nombre de algo en astronomía que realmente tiene sentido.

Ahora bien, hay algo realmente ingenioso sobre las enanas blancas. Son objetos degenerados por electrones, por lo que no obedecen las mismas leyes de la física que las cosas normales. Alguien notó una consecuencia bastante interesante de esta característica.Un joven estudiante que estaba pensando en estas cosas, Subrahmanya Chandrasekhar, se dio cuenta de algo bastante sorprendente: que si añadías más masa a una enana blanca, se reducía de tamaño (radio). Más masa, más encogimiento, esto no tiene sentido, pero así es como actúa el material degenerado. Chandrasekhar finalmente descubrió que si agregaba suficiente masa, ¡la enana blanca se reduciría a un tamaño de 0! Lo que significa que no podría existir; después de todo, no puedes tener cosas que no tengan tamaño (más adelante, de alguna manera, romperemos esta regla). Chandrasekhar determinó que si un objeto está degenerado en electrones, no puede tener una masa superior a 1,4 masas solares más grande que esta y desaparecería, simplemente no podría sostenerse más. Todas las enanas blancas que conocemos son estables, por lo que todas deben tener menos de 1,4 masas solares. En realidad, donde podemos medir sus masas, siempre encontramos que son menos de 1,4 masas solares. Este límite de masa se conoce como el límite de Chandrasekhar. Quizás la mejor manera de pensar en el límite de Chandrasekhar es como un luchador tratando de llegar por debajo de su límite de peso, sin embargo, en el caso del luchador, aún existiría si tuviera sobrepeso, a diferencia de la enana blanca.

Para que una estrella eventualmente termine siendo una enana blanca, debe estar por debajo del límite de Chandrasekhar (1.4 masas solares). Algunos astrónomos piensan que las estrellas que comenzaron su secuencia principal viven con aproximadamente 8 veces la masa del Sol pueden terminar como enanas blancas. Para que esto suceda, deben perder al menos 6.6 masas solares en el camino a convertirse en una enana blanca; eso es, sin duda, mucho material, y puede perder una gran cantidad de ese material en la etapa de Nebulosa Planetaria, aunque también puede perder de otras formas, como con un viento estelar fuerte y constante. Independientemente de cómo lo haga, ¡todavía tiene que hacerlo! Si no es así, la estrella no terminará como una enana blanca, pero sucederá algo más (como verás más adelante).

Figura 8. Toda la evolución de una estrella como el sol, desde la secuencia principal, pasando por la fusión del helio y la etapa de nebulosa planetaria, hasta la etapa de enana blanca y finalmente enana negra. La línea desde el final de la etapa de fusión de helio hasta la etapa de nebulosa planetaria no se traza ya que esta ruta no se conoce bien.

En la Figura 8, la evolución del Sol está diagramada desde el ZAMS hasta la etapa de enana blanca. Puede notar que no hay una línea sólida entre el final de la etapa de fusión de helio y la etapa de Nebulosa Planetaria, ya que esta parte de la evolución de la estrella es algo difícil de trazar. Al comienzo de este lapso, la estrella es una gigante roja muy fría con un núcleo caliente y comprimido. Luego, cuando comienza la etapa de la Nebulosa Planetaria, básicamente comienza a desprenderse de las capas exteriores frías, revelando el núcleo caliente. En cierto modo, salta desde el extremo derecho del diagrama H-R hasta el lado izquierdo en muy poco tiempo.

Cuando el Sol finalmente pase por la etapa de Nebulosa Planetaria, debería perder aproximadamente 0,4 masas solares y terminar como una enana blanca de 0,6 masas solares. Eso no es muy emocionante, pero ¿qué más puede hacer? - nada. Casi lo único que puede hacer una enana blanca es enfriarse. Con el tiempo, se volverá más frío y menos brillante (recuerde que la luminosidad depende de la temperatura) hasta que se enfríe demasiado para ver. Una vez que una enana blanca se enfría por completo, se convertirá en una enana negra. Sin embargo, eso lleva tanto, mucho tiempo que no hay enanas negras actualmente en el Universo (el Universo no tiene la edad suficiente para que exista). Aquí se puede ver una animación bastante ingeniosa que muestra el tamaño de una enana blanca y su destino final.

¿Qué pasa con las estrellas más masivas que el Sol? Más masa significa más gravedad, más gravedad significa más calor en el núcleo y más calor en el núcleo significa que pueden ocurrir más ciclos de fusión. Estas estrellas tienen la posibilidad de comenzar a quemar otros elementos, como carbono u oxígeno. Cuanta más masa tiene una estrella, más ciclos de fusión puede atravesar. Recuerde, hace esto muy rápido: las estrellas grandes gastan su combustible rápidamente. Aunque tienen más combustible, su uso no es muy económico. A pesar de que pueden quemar más cosas que el sol, todavía no son muy cuidadosos en cómo lo usan. Las estrellas grandes eventualmente terminarán como enanas blancas, pero tienden a pasar por algunos ciclos de combustión más. En el diagrama de HR, cuando estas estrellas están quemando otros elementos, simplemente deambulan por el área donde se encuentran las gigantes rojas o las supergigantes rojas. Permanecerán como gigantes rojas o supergigantes mientras dure el combustible, pero cuando si se agota, terminarán en la ubicación de la enana blanca (después de pasar por una etapa de Nebulosa Planetaria), al igual que el Sol.

No todas las enanas blancas son iguales, pueden tener composiciones muy diferentes. Recuerde, una enana blanca son los restos del núcleo, por lo que cualquier cosa de la que esté hecho el núcleo de la estrella termina siendo de lo que está hecha la enana blanca. Para una estrella de muy baja masa, solo pasará por el ciclo de fusión de hidrógeno donde produce helio. La enana blanca de esa estrella debería estar hecha principalmente de helio. Una estrella como el Sol quemará helio, produciendo carbono y oxígeno. La enana blanca del Sol estará compuesta principalmente de carbono y oxígeno. Hay enanas blancas hechas de varias cosas como mezclas de oxígeno, neón y magnesio, por nombrar algunas. Cuanto más grande sea la estrella en la secuencia principal, más pesado será el producto de fusión final, y esto determinará la composición final de la enana blanca. Ahora veamos un destino interesante para algunas enanas blancas.

Si una enana blanca está sentada sola en el espacio como lo estará la enana blanca del Sol, no pasará mucho más con ella. Si se trata de un sistema binario, especialmente un sistema binario cerrado donde las cosas están muy ajustadas, puede volverse muy interesante.

Es posible que la masa se transfiera de una estrella a otra en un sistema binario cerrado. Esto puede suceder en ciertas etapas de la evolución del sistema estelar binario. Un ejemplo de lo que puede suceder es el siguiente: digamos que tiene dos estrellas de masa ligeramente diferente. La estrella más masiva morirá primero (recuerde, la masa determina el destino y la masa grande significa una vida corta), la estrella grande pasará por sus diversas etapas de evolución y terminará como una enana blanca antes de que la estrella menos masiva tenga la oportunidad de hacerlo. mucho de cualquier cosa. De hecho, la estrella de menor masa seguirá estando en la secuencia principal mucho después de que la otra estrella pase por toda su vida. Ahora tiene una estrella enana blanca y una estrella de secuencia principal. Eventualmente, la estrella restante de MS comenzará a morir y entrará en la etapa Red Giant, nada inusual en eso. A medida que se hincha, se hará cada vez más grande y llenará un límite gravitacional, el lóbulo de Roche, alrededor del sistema binario.

Figura 9. Los ingredientes necesarios para una nova. Dos estrellas, una una enana blanca y la otra una estrella que se convierte en una gigante roja, están en órbita una alrededor de la otra. El lóbulo de Roche marca el límite gravitacional de cada estrella. A medida que la gigante roja se expande, el material en sus capas externas no se expande en ninguna dirección debido a la proximidad de la enana blanca cercana, por lo que el material se canaliza hacia ella. Esto se debe a las limitaciones de los lóbulos de Roche. Eventualmente, el material de la enana blanca se encenderá como una nova.

El lóbulo de Roche no es una barrera física como una pared, sino que simplemente define cómo la atracción gravitacional del sistema binario hace que el material se mueva de ciertas formas. A medida que el gigante rojo llena su lado del lóbulo de Roche, el material no solo se expandirá hacia afuera, sino que se canalizará hacia la otra estrella, todo eso se debe a la alta gravedad de nuestro amigo degenerado por electrones. Ahora el material de la gigante roja se está transfiriendo a la otra estrella del sistema, que en este caso es una enana blanca. ¡Esto no puede ser bueno! El material que se transfiere de la gigante roja no se descargará directamente sobre la enana blanca, ya que todo el sistema se está moviendo y las cosas están girando en órbitas, por lo que el material forma una especie de espiral hacia adentro. Gradualmente formará un disco alrededor de la enana blanca. El material se acumula alrededor de la enana blanca en lo que se llama un disco de acreción. La enana blanca está bastante caliente y el material se calienta en el proceso de entrar en espiral, por lo que tenderá a emitir radiación ultravioleta (UV). Esto es bueno, ya que proporciona a los astrónomos una forma de identificar tales sistemas binarios. Recuerde, esto es en un sistema binario y lo único que podría ser visible en un telescopio normal es la gigante roja, que es demasiado fría para producir grandes cantidades de radiación ultravioleta. La presencia de grandes cantidades de radiación ultravioleta apunta a un disco de acreción invisible con una enana blanca enterrada en su interior. Poco a poco, el material llegará a la enana blanca y se acumulará en su superficie. ¿Qué tipo de material es? Es de lo que están formadas las capas externas de las estrellas, que es la mezcla regular de principalmente hidrógeno con algo de helio.

Figura 10. La configuración para una nova: una estrella obtiene el material arrancado, otra estrella (enana blanca) tira del material hacia adentro. El material forma un disco de acreción que se calentará hasta el punto en que emite luz ultravioleta.

Ahora tenemos a una enana blanca a la que van a dejar. Después de algún tiempo (años, o quizás incluso décadas), el material que se acumula en la superficie de la enana blanca se encenderá en una explosión explosiva. Esta explosión tiene un brillo unas 100.000 veces mayor que la luminosidad del Sol. Lo que tienes aquí es un Nova. Las novas (esa es la forma plural) permanecerán brillantes durante semanas, pero no tan brillantes como las supernovas (que veremos más adelante). Si bien la explosión es bastante poderosa, enérgica y brillante, no destruye las estrellas involucradas. La nova se produce por transferencia de masa en un sistema binario, por lo que es posible que suceda una y otra vez en el mismo sistema estelar. Esto se conoce como novas recurrentes. Hay 10 novas recurrentes conocidas en nuestra galaxia. El poseedor del récord actual de erupciones más frecuentes es U Scorpii (en la constelación de Scorpius). Este sistema se convirtió en nova en 1863, 1906, 1917, 1936, 1945, 1969, 1979, 1987, 1999 y 2010. Haga clic aquí para ver la variación de luz de U Scorpii durante la nova de 2010. Supongo que una nova recurrente es como un delincuente reincidente: simplemente no pueden ayudarse a sí mismos y siguen haciendo lo mismo una y otra vez. En el caso de U Scorpii, aunque se ha disparado al menos 10 veces, ¡es posible que vuelva a dispararse!

Figura 11. Nova Cygni visto en dos momentos diferentes, 1992 y 1993 (izquierda y derecha respectivamente). La expansión del proyectil explosivo con el tiempo es obvia en las dos imágenes. Las dos estrellas que son la fuente de la nova aparecen como una estrella en el medio. Crédito de la imagen: F. Paresce, R. Jedrzejewski (STScI) NASA / ESA.

Las novas son tan brillantes que a veces pueden verse en otras galaxias a millones de años luz de distancia. Eventualmente, la explosión se desvanecerá, aunque causó un bonito espectáculo de luces mientras duró. Puede haber docenas o cientos de novas que ocurren en una galaxia cada año, ya que hay tantas enanas blancas por ahí. Un sistema que produce una nova no podrá repetir el proceso para siempre, ya que eventualmente la gigante roja se convertirá en una enana blanca, por lo que terminarás teniendo un sistema que contiene dos enanas blancas. ¿Qué harán estas enanas blancas? - nada más que refrescarse lentamente, convirtiéndose eventualmente en un par de enanas negras, pero eso lleva mucho tiempo. Terminan siendo bastante aburridos al final.

El Sol no se convertirá en una nova (recuerde, se necesitan dos estrellas para tener una nova), por lo que tendrá un final bastante aburrido. Lo siento, amigos, este es prácticamente el final de la línea para las estrellas de baja masa como el Sol.


¿Qué es Fusion?

Con su alto rendimiento energético, baja producción de desechos nucleares y falta de contaminación del aire, la fusión, la misma fuente que alimenta las estrellas, podría proporcionar una alternativa a las fuentes de energía convencionales. Pero, ¿qué impulsa este proceso?

¿Qué es la fusión?

La fusión ocurre cuando dos átomos ligeros se unen, o se fusionan, para formar uno más pesado. La masa total del nuevo átomo es menor que la de los dos que lo formaron. La masa "faltante" se emite como energía, como lo describe la famosa ecuación "E = mc 2" de Albert Einstein.

Para que los núcleos de dos átomos superen la aversión entre ellos provocada por tener la misma carga, se requieren altas temperaturas y presiones. Las temperaturas deben alcanzar aproximadamente seis veces las que se encuentran en el núcleo del sol. Con este calor, el hidrógeno ya no es un gas sino un plasma, un estado de la materia de energía extremadamente alta en el que los electrones son despojados de sus átomos.

La fusión es la fuente de energía dominante para las estrellas del universo. También es una fuente de energía potencial en la Tierra. Cuando se desencadena en una reacción en cadena intencionalmente incontrolada, impulsa la bomba de hidrógeno. La fusión también se está considerando como una posibilidad de impulsar naves a través del espacio.

La fusión se diferencia de la fisión, que divide los átomos y da lugar a importantes desechos radiactivos, que son peligrosos.

Cocinar energía

Hay varias "recetas" para cocinar la fusión, que se basan en diferentes combinaciones atómicas.

Fusión deuterio-tritio: La combinación más prometedora de energía en la Tierra hoy en día es la fusión de un átomo de deuterio con uno de tritio. El proceso, que requiere temperaturas de aproximadamente 72 millones de grados F (39 millones de grados Celsius), produce 17,6 millones de electronvoltios de energía.

El deuterio es un ingrediente prometedor porque es un isótopo de hidrógeno, que contiene un solo protón y un neutrón, pero no un electrón. A su vez, el hidrógeno es una parte clave del agua, que cubre la Tierra. Un galón de agua de mar (3,8 litros) podría producir tanta energía como 300 galones (1,136 litros) de gasolina. Otro isótopo de hidrógeno, el tritio, contiene un protón y dos neutrones. Es más difícil de localizar en grandes cantidades, debido a su vida media de 10 años (la mitad de la cantidad decae cada década). En lugar de intentar encontrarlo de forma natural, el método más confiable es bombardear el litio, un elemento que se encuentra en la corteza terrestre, con neutrones para crear el elemento.

Fusión deuterio-deuterio: Teóricamente más prometedor que el deuterio-tritio debido a la facilidad de obtener los dos átomos de deuterio, este método también es más desafiante porque requiere temperaturas demasiado altas para ser factible en la actualidad. Sin embargo, el proceso produce más energía que la fusión deuterio-tritio.

Con su alto calor y masas, las estrellas utilizan diferentes combinaciones para alimentarlas. [VIDEO: De sol a sol y ndash La necesidad de la energía de fusión]

Fusión protón-protón: El impulsor dominante de estrellas como el sol con temperaturas centrales por debajo de 27 millones de grados F (15 millones de grados C), la fusión protón-protón comienza con dos protones y finalmente produce partículas de alta energía como positrones, neutrinos y rayos gamma.

Ciclo del carbono: Las estrellas con temperaturas más altas fusionan átomos de carbono en lugar de hidrógeno.

Proceso triple alfa: Las estrellas como las gigantes rojas al final de su fase, con temperaturas que superan los 180 millones de grados F (100 millones de grados C) fusionan átomos de helio en lugar de hidrógeno y carbono.


¿De qué están hechas las estrellas?

Las estrellas están compuestas principalmente de hidrógeno y helio, con solo trazas de elementos más pesados. Una estrella es una bola de plasma incandescente masiva que se mantiene unida por su propia gravedad. El proceso principal que ocurre dentro de una estrella es la conversión de hidrógeno en helio.

La conversión de hidrógeno en helio dentro del núcleo de una estrella produce tanta energía que los elementos mismos existen como una sopa de iones cargados positivamente con algunos o todos sus electrones moviéndose libremente. Este proceso de fusión nuclear estelar puede continuar durante miles de millones de años, hasta que todo el hidrógeno se haya fusionado para formar helio. Cuando se agota el hidrógeno disponible, la estrella se expande para formar una gigante roja y comienza a fusionar átomos de helio en átomos de carbono. En las estrellas más masivas, los elementos más pesados ​​se forman fusionando elementos más pequeños, que se liberan al espacio cuando la estrella muere. Durante una supernova, los elementos más pesados, como el uranio y el oro, se fabrican y lanzan al espacio cuando la estrella explota.


Reciclaje cósmico

La pérdida de masa por las estrellas moribundas es un paso clave en el gigantesco esquema de reciclaje cósmico que discutimos en Between the Stars: Gas and Dust in Space. Recuerde que las estrellas se forman a partir de vastas nubes de gas y polvo. Cuando terminan sus vidas, las estrellas devuelven parte de su gas a los depósitos galácticos de materia prima. Eventualmente, parte del material expulsado de las estrellas envejecidas participará en la formación de nuevos sistemas estelares.

Sin embargo, los átomos devueltos a la galaxia por una estrella envejecida no son necesariamente los mismos que recibió inicialmente. Después de todo, la estrella ha fusionado hidrógeno y helio para formar nuevos elementos a lo largo de su vida. Y durante la etapa de gigante roja, el material de las regiones centrales de la estrella se extrae y se mezcla con sus capas externas, lo que puede provocar más reacciones nucleares y la creación de aún más elementos nuevos. Como resultado, los vientos que soplan hacia afuera desde tales estrellas incluyen átomos que fueron "recién acuñados" dentro de los núcleos de las estrellas. (Como veremos, este mecanismo es aún más efectivo para estrellas de gran masa, pero funciona para estrellas con masas como la del Sol). De esta manera, la materia prima de la Galaxia no solo se reabastece sino que también recibe infusiones de nuevos elementos. Se podría decir que este plan de reciclaje cósmico permite que el universo se vuelva más "interesante" todo el tiempo.

NOTA: EL SOL ROJO GIGANTE Y EL DESTINO DE LA TIERRA

¿Cómo afectará la evolución del Sol a las condiciones de la Tierra en el futuro? Aunque el Sol ha parecido razonablemente estable en tamaño y luminosidad a lo largo de la historia humana registrada, ese breve lapso no significa nada en comparación con las escalas de tiempo que hemos estado discutiendo. Examinemos las perspectivas a largo plazo de nuestro planeta.

El Sol ocupó su lugar en la secuencia principal de edad cero hace aproximadamente 4.500 millones de años. En ese momento, emitía solo alrededor del 70% de la energía que irradia hoy. Uno podría esperar que la Tierra hubiera estado mucho más fría de lo que es ahora, con los océanos congelados. Pero si este fuera el caso, sería difícil explicar por qué existían formas de vida simples cuando la Tierra tenía menos de mil millones de años. Los científicos ahora piensan que la explicación puede ser que había mucho más dióxido de carbono presente en la atmósfera de la Tierra cuando era joven, y que un efecto invernadero mucho más fuerte mantuvo la Tierra caliente. (En el efecto invernadero, los gases como el dióxido de carbono o el vapor de agua permiten que entre la luz del Sol, pero no permiten que la radiación infrarroja del suelo escape de regreso al espacio, por lo que la temperatura cerca de la superficie de la Tierra aumenta).

El dióxido de carbono en la atmósfera de la Tierra ha disminuido constantemente a medida que la luminosidad del Sol ha aumentado. A medida que el Sol, más brillante, aumenta la temperatura de la Tierra, las rocas se meteorizan más rápido y reaccionan con el dióxido de carbono, eliminándolo de la atmósfera. El sol más cálido y el efecto invernadero más débil han mantenido a la Tierra a una temperatura casi constante durante la mayor parte de su vida. Esta notable coincidencia, que ha dado lugar a condiciones climáticas bastante estables, ha sido la clave en el desarrollo de formas de vida complejas en nuestro planeta.

Como resultado de los cambios causados ​​por la acumulación de helio en su núcleo, el Sol seguirá aumentando su luminosidad a medida que envejece, y más y más radiación llegará a la Tierra. Durante un tiempo, la cantidad de dióxido de carbono seguirá disminuyendo. (Tenga en cuenta que este efecto contrarresta los aumentos en el dióxido de carbono de las actividades humanas, pero en una escala de tiempo demasiado lenta para deshacer los cambios en el clima que probablemente ocurran en los próximos 100 años).

Eventualmente, el calentamiento de la Tierra derretirá los casquetes polares y aumentará la evaporación de los océanos. El vapor de agua también es un gas de efecto invernadero eficiente y compensará con creces la disminución del dióxido de carbono. Tarde o temprano (los modelos atmosféricos aún no son lo suficientemente buenos para decir exactamente cuándo, pero las estimaciones oscilan entre 500 millones y 2 mil millones de años), el aumento del vapor de agua provocará un efecto invernadero desbocado.

Aproximadamente mil millones de años a partir de ahora, la Tierra perderá su vapor de agua. En la atmósfera superior, la luz solar descompondrá el vapor de agua en hidrógeno y los átomos de hidrógeno que se mueven rápidamente se escaparán al espacio exterior. Como Humpty Dumpty, las moléculas de agua no se pueden volver a juntar. La Tierra comenzará a parecerse al Venus de hoy y las temperaturas serán demasiado altas para la vida tal como la conocemos.

Todo esto sucederá antes de que el Sol se convierta siquiera en un gigante rojo. Entonces realmente comienzan las malas noticias. El Sol, a medida que se expande, se tragará a Mercurio y Venus, y la fricción con la atmósfera exterior de nuestra estrella hará que estos planetas se muevan hacia adentro hasta que se vaporicen por completo. No está del todo claro si la Tierra escapará a un destino similar. Como se describe en este capítulo, el Sol perderá parte de su masa cuando se convierta en una gigante roja. La atracción gravitacional del Sol disminuye cuando pierde masa. El resultado sería que el diámetro de la órbita de la Tierra aumentaría (recuerde la tercera ley de Kepler). Sin embargo, cálculos recientes también muestran que las fuerzas debidas a las mareas elevadas en el Sol por la Tierra actuarán en la dirección opuesta, haciendo que la órbita de la Tierra se contraiga. Por lo tanto, muchos astrofísicos concluyen que la Tierra se vaporizará junto con Mercurio y Venus. Sea o no cierta esta terrible predicción, hay pocas dudas de que toda la vida en la Tierra seguramente será incinerada. Pero no pierda el sueño por esto, estamos hablando de eventos que ocurrirán dentro de miles de millones de años.

¿Cuáles son, entonces, las perspectivas de preservar la vida terrestre tal como la conocemos? La primera estrategia que podría pensar sería trasladar a la humanidad a un planeta más distante y más frío. Sin embargo, los cálculos indican que hay largos períodos de tiempo (varios cientos de millones de años) en los que ningún planeta es habitable. Por ejemplo, la Tierra se calienta demasiado para la vida mucho antes de que Marte se caliente lo suficiente.

Una mejor alternativa puede ser alejar progresivamente toda la Tierra del Sol. La idea es utilizar la gravedad de la misma forma que la NASA la ha utilizado para enviar naves espaciales a planetas distantes. Cuando una nave espacial vuela cerca de un planeta, el movimiento del planeta se puede utilizar para acelerar la nave espacial, ralentizarla o redirigirla. Los cálculos muestran que si redirigiéramos un asteroide para que siguiera la órbita correcta entre la Tierra y Júpiter, podría transferir energía orbital de Júpiter a la Tierra y mover la Tierra lentamente hacia afuera, alejándonos del Sol en expansión en cada sobrevuelo. Dado que tenemos cientos de millones de años para cambiar la órbita de la Tierra, el efecto de cada sobrevuelo no tiene por qué ser grande. (Por supuesto, es mejor que las personas que dirigen el asteroide obtengan la órbita exactamente correcta y no hagan que el asteroide golpee la Tierra).

Puede parecer una locura pensar en proyectos para mover un planeta entero a una órbita diferente. Pero recuerda que estamos hablando de un futuro lejano. Si, por algún milagro, los seres humanos podemos llevarnos bien durante todo ese tiempo y no volarnos en pedazos, es probable que nuestra tecnología sea mucho más sofisticada de lo que es hoy. También puede ser que, si los humanos sobreviven durante cientos de millones de años, podemos extendernos a planetas o hábitats alrededor de otras estrellas. De hecho, la Tierra, para entonces, podría ser un mundo museo al que jóvenes de otros planetas regresan para conocer el origen de nuestra especie. También es posible que para entonces la evolución nos haya cambiado de manera que nos permita sobrevivir en entornos muy diferentes. ¿No sería emocionante ver cómo resulta la historia de la historia de la raza humana después de todos esos miles de millones de años?


La teoría de la acreción.


La teoría de la acreción ocurre cuando una nube de material gaseoso y polvo se contrae bajo las fuerzas extremas de la gravedad. La masa giratoria forma un disco, probablemente con una protuberancia en el centro donde una protoestrella cálida emprende un período de gestación. Y luego, finalmente, la región central de esta localidad colapsa bajo la fuerza hostil de la gravedad y permite que el centro se caliente continuamente, mientras los gases ambientales continúan reuniéndose hacia su núcleo. A partir de entonces, la protoestrella dispensa e irradia gran parte de su calor y expulsa materia hacia el exterior de sus regiones polares, donde el propio disco ofrece pocas restricciones a este proceso. Y durante este período, una gran cantidad de polvo y escombros de la protoestrella se retira hacia la periferia del sistema solar recién formado. A partir de ahí, la fusión comienza en el núcleo de la estrella y la estrella comienza su vida nuclear activa. Pero el lector debe recordarlo, solo las estrellas que tienen un 6 por ciento o más de la masa del Sol pueden alcanzar la temperatura y la presión en el núcleo que se requiere para iniciar la fusión. El disco en esta etapa o desaparece por completo - de formas planetas embrionarios.

Los planetoides se desarrollan: cuando la materia que gira alrededor de una estrella emergente forma pequeños gránulos que chocan y forman cuerpos más grandes, simplemente los llamamos "Planetoides". Se fusionan en ese punto para formar grandes planetas con pistas de espacio mayormente vacío entre ellos. Y en el sistema interno, los gases ligeros son arrastrados por la radiación de la estrella para dejar grandes planetas rocosos y lunas atrás.

Nadie sabe: cuántas estrellas podrían tener planetas orbitando. Las estrellas de primera generación que se forman solo a partir de hidrógeno y helio, pueden tener planetas a su alrededor, pero estos solo pueden ser gigantes gaseosos como Júpiter desprovisto de un núcleo rocoso. Para que la Tierra se construya como planetas, la estrella debe ser de segunda o tercera generación con una atmósfera entrelazada con nubes de hidrógeno y helio con elementos más pesados. Y dado que nuestro Sol es razonablemente típico, parece muy poco probable que otras estrellas no tengan sistemas solares similares al nuestro. ¡Pero incluso con los telescopios modernos de hoy, no tenemos suficiente poder de observación para ver directamente si este es el caso o no! Sin embargo, la estrella de nuestro vecino más cercano, Barnard, se tambalea a medida que se mueve por el cielo. Actualmente, los cálculos muestran que el bamboleo de la estrella de Barnard podría deberse a los efectos gravitacionales de. dos planetas del tamaño de Júpiter.

Y así parece: una explicación razonable, excepto por el hecho de que nuestra propia estrella no produce suficiente influencia gravitacional para haber creado Urano y Neptuno en la pared periférica de nuestro propio sistema solar. Por lo tanto, necesitamos expandir la teoría de la acreción y producir más fuerzas gravitacionales, o buscar un modelo completamente nuevo de cómo se crean los sistemas solares. He hecho ambas cosas. He expandido los campos gravitacionales en períodos intermitentes en la historia de las estrellas, pero simultáneamente postulé una nueva actividad de estelas para perfeccionar y adaptar el ciclo evolutivo de la vida.

Re-modelado de la estrella: la teoría del vórtice.

Imagínese una estrella en explosión: que detona y arroja material en las regiones nunca del espacio, como lo haría un volcán aquí en la Tierra. En ese preciso momento, la fuerza gravitacional de la estrella colapsa bajo su propio peso atómico, hasta que forma un agujero negro. Aunque iniciará varias etapas, irrelevantes para esta teoría antes de llegar a esa etapa. Podríamos decir que la fusión inicial fue la supernova 2, una gigante roja, marrón y luego una enana blanca antes de continuar a esa etapa de un agujero negro.

A partir de entonces, todo el material dispensado será arrastrado direccionalmente hacia el agujero negro en sí. Pero algo extraño sucederá en este momento. En lugar de lo que se postula actualmente, que el material es arrastrado hacia un agujero negro, la materia recién cerrada aliviará la influencia gravitacional en el agujero negro mismo, volverá a encender el agujero y generará, lo que podríamos llamar ahora, un agujero negro fusionado .

A partir de este momento se producen fluctuaciones de temperatura. Podríamos argumentar que, en lugar de que el Sol sea una bola globular de gas ardiente, es un vórtice caliente. Esto nos ofrece algunas opciones interesantes cuando comenzamos a analizar el sistema solar. La falla en el movimiento del perihelio de Mercurio puede ser causada por el borde del vórtice en sí, ya que todos los vórtices deben tener características de labios. Sin embargo, si, como dijimos, la materia es arrojada de manera no direccional hacia las regiones inferiores del espacio y es atraída de regreso al centro de los vórtices, entonces la ignición del material debe ocurrir cuando dicho material alcance la proximidad con la estrella en condensación. Podríamos argumentar que esto ocurre para retener un sistema de fuerzas equilibradas. entre el volumen de masa de la estrella y el material dentro del propio Sistema Solar. ¡Porque si no, el universo entero podría colapsar dentro de un agujero negro!

Podríamos presenciar un sistema en el que todo el universo es engullido por un solo agujero negro a una velocidad alarmante y aparece una singularidad. Por lo tanto, deberíamos considerar la posibilidad de la necesidad de una estrella para estabilizar el universo como un todo. Para imaginarse esto, imagine un fregadero lleno de agua. Se quita el tapón y el agua sale a borbotones. Ahora, si el agua es el espacio y el tapón una estrella, veríamos el universo, como el agua, desaparecer. Pero como un agujero negro no tiene tapón, las fuerzas universales equilibradas deben interactuar con el ciclo de vida productivo de la estrella y prohibir la aparición de una singularidad. Y así nunca aparece una singularidad.

Sin embargo, a medida que la materia es atraída hacia la estrella y comienza la fusión, los planetas se moldean y moldean lentamente a lo largo de cientos de millones de años. Podemos llamar a esto un período "carbonífero" que permite que la formación rocosa construya planetas gradualmente. La estrella se calienta, el planeta conserva su órbita, la estrella se enfría, se pierde la gravedad y la estrella se acerca un poco más a dicha estrella. Un cuerpo de materia se fusiona con la estrella y la gravedad vuelve una vez más. Solo con el planeta recién formado más cerca de la estrella. Y así, lo que presenciamos es un proceso paso a paso que se convierte en cualquier cosa más que un accidente. Con las estrellas convertidas en vorticias calientes, vemos un ciclo evolutivo.


La vida de una estrella

Esta página (como dice el título) trata sobre la vida de una estrella. Mostrará todas las etapas por las que una estrella pequeña y una estrella masiva deben atravesar durante su vida. Tenemos todo tipo de fotografías y enlaces para que los vea y explore cuando esté a punto de recibir esa vasta información que amablemente hemos reunido.

Las estrellas son cuerpos calientes de gas brillante que comienzan su vida en nebulosas. Varían en tamaño, masa y temperatura, con diámetros que van desde 450 veces más pequeños hasta más de 1000 veces más grandes que el del Sol. Las masas oscilan entre una vigésima y más de 50 masas solares y la temperatura de la superficie puede oscilar entre 3.000 grados Celsius y más de 50.000 grados Celsius.

El color de una estrella está determinado por su temperatura, las estrellas más calientes son azules y las estrellas más frías son rojas. El Sol tiene una temperatura superficial de 5.500 grados centígrados, su color parece amarillo.

La energía producida por la estrella es por fusión nuclear en el núcleo de las estrellas. El brillo se mide en magnitud, cuanto más brillante es la estrella, menor es la magnitud. Hay dos formas de medir el brillo de una estrella, la magnitud aparente es el brillo visto desde la Tierra y la magnitud absoluta, que es el brillo de una estrella vista desde una distancia estándar de 10 parsecs (32,6 años luz). Las estrellas se pueden trazar en un gráfico usando el diagrama de Russell de Hertzsprung (vea la imagen a continuación).

Diagrama de Hertzsrung Russell

Muestra que la temperatura coincide con la luminosidad, cuanto más caliente es la estrella, mayor es la luminosidad de la estrella. También puede saber el tamaño de cada estrella en el gráfico, ya que cuanto mayor es el radio, mayor es la temperatura y la luminosidad.

Estrellas pequeñas: la vida de una estrella de aproximadamente una masa solar.

Las estrellas pequeñas tienen una masa hasta una vez y media la del Sol.

Etapa 1: Las estrellas nacen en una región de nebulosa de alta densidad y se condensan en un enorme glóbulo de gas y polvo y se contraen por su propia gravedad.

Esta imagen muestra la Nebulosa de Orión o M42.

Etapa 2: una región de materia en condensación comenzará a calentarse y comenzará a brillar formando Protoestrellas. Si una protoestrella contiene suficiente materia, la temperatura central alcanza los 15 millones de grados centígrados.

Esta imagen es la salida (de color rojo) y la protoestrella.

Etapa 3: a esta temperatura, pueden comenzar las reacciones nucleares en las que el hidrógeno se fusiona para formar helio.

Etapa 4: la estrella comienza a liberar energía, impidiendo que se contraiga aún más y hace que brille. Ahora es una estrella de secuencia principal.

La estrella de secuencia principal más cercana a la Tierra, el Sol.

Etapa 5: una estrella de una masa solar permanece en la secuencia principal durante unos 10 mil millones de años, hasta que todo el hidrógeno se ha fusionado para formar helio.

Etapa 6: el núcleo de helio ahora comienza a contraerse más y las reacciones comienzan a ocurrir en una capa alrededor del núcleo.

Etapa 7: el núcleo está lo suficientemente caliente como para que el helio se fusione y forme carbono. Las capas externas comienzan a expandirse, enfriarse y brillar con menos intensidad. La estrella en expansión ahora se llama Gigante Roja.

La estrella se expande a un gigante rojo, debajo

Etapa 8: el núcleo de helio se agota y las capas externas se alejan del núcleo como una capa gaseosa, este gas que rodea el núcleo se llama Nebulosa Planetaria.

Etapa 9: el núcleo restante (es decir, el 80% de la estrella original) se encuentra ahora en sus etapas finales. El núcleo se convierte en una enana blanca y la estrella finalmente se enfría y se atenúa. Cuando deja de brillar, la estrella ahora muerta se llama enana negra.

Estrellas masivas: la vida de una estrella de aproximadamente 10 masas solares

Las estrellas masivas tienen una masa 3 veces mayor que la del Sol. Algunas son 50 veces mayores que las del sol

Etapa 1: las estrellas masivas evolucionan de manera similar a estrellas pequeñas hasta que llegan a su etapa de secuencia principal (ver estrellas pequeñas, etapas 1-4). Las estrellas brillan de manera constante hasta que el hidrógeno se fusiona para formar helio (se necesitan miles de millones de años en una estrella pequeña, pero solo millones en una estrella masiva).

Etapa 2: la estrella masiva se convierte en una supergigante roja y comienza con un núcleo de helio rodeado por una capa de gas que se enfría y se expande.

La estrella masiva es mucho más grande en su etapa de expansión.

Etapa 3: en el próximo millón de años se producen una serie de reacciones nucleares que forman diferentes elementos en las capas alrededor del núcleo de hierro.

Etapa 4: el núcleo colapsa en menos de un segundo, provocando una explosión llamada Supernova, en la que una onda de choque golpea las capas externas de la estrella. (La supernova real brilla más que toda la galaxia durante un corto tiempo).

El conjunto de imágenes a continuación muestra a la estrella entrando en una etapa llamada Supernova y contrayéndose para convertirse en una estrella de neutrones.

Las imágenes de arriba fueron de la página de inicio de HEASARC

Etapa 5: a veces, el núcleo sobrevive a la explosión. Si el núcleo superviviente tiene entre 1,5 y 3 masas solares, se contrae para convertirse en una estrella de neutrones diminuta y muy densa. Si el núcleo es mucho mayor que 3 masas solares, el núcleo se contrae para convertirse en un Agujero Negro.

Si desea obtener más información sobre los objetos Messier, hay un buen enlace para comenzar.

(Estudiantes de Chesterton High School, North Staffordshire, Inglaterra, La Tierra, El Sistema Solar, El Cinturón de Gould, La Vía Láctea, El Universo, Un Universo Paralelo de muchos).


Término para el momento en que comienza la fusión del hidrógeno en una estrella - Astronomía

Respuesta: Black Dwarf

En astronomía, existe una amplia clase de estrellas conocidas como estrellas enanas, definidas por su tamaño relativamente pequeño y bajo nivel de luminosidad. El término fue acuñado a principios del siglo XX por el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung en relación con sus observaciones de estrellas mucho más brillantes y mucho más débiles que nuestro Sol (al que llamó & # 8220gigantes & # 8221 y & # 8220 enanos & # 8221, respectivamente). Durante el siglo siguiente, la comunidad astronómica se basó en su término al etiquetar diferentes estrellas enanas en función de sus características.

Las enanas blancas como Sirio B (la diminuta vecina de la mucho más brillante Sirio A que se ve aquí) son muy densas y emiten luz no por fusión continua, sino por la energía térmica almacenada desde el momento en que eran estrellas activas. Las enanas marrones son estrellas grandes, más pequeñas que nuestro sol pero más grandes que los planetas más grandes de nuestro sistema solar. No son lo suficientemente masivos como para fusionar hidrógeno en helio (como nuestro Sol), pero aún emiten luz, que se cree que es generada por la fusión del deuterio. Las enanas rojas, el tipo de estrella más común en la Vía Láctea, pero tan tenues que no son visibles a simple vista en la Tierra, se fusionan a un ritmo tan lento que han esperado vidas medias de billones de años.

Si ese trozo de billones de años te tiene contemplando la edad del universo, entonces bien: porque eso nos lleva a la enana negra, una estrella que nunca se ha observado y que actualmente solo existe en la teoría científica. Las enanas blancas son estrellas moribundas que solo emiten energía porque irradian lo último de su calor al espacio, como una olla que se enfría en una estufa después de apagar el quemador. Con el tiempo, una enana blanca cederá tanta energía que la temperatura de la estrella bajará a la misma temperatura que el fondo cósmico de microondas (CMB), la radiación térmica que queda del nacimiento del universo, y se convertirá en un negro. enano.

Sin embargo, estas enanas negras son solo teóricas por el momento, porque se necesitan miles de millones de años para que se forme una enana blanca y miles de millones más para que se enfríe. Basándonos en la edad estimada del universo y nuestras observaciones de la enana blanca más fría conocida (que todavía es casi 3000K), tenemos una larga espera por delante para ver si la teoría de la enana negra se resuelve.


Ver el vídeo: Ο πιο ισχυρός μαγνήτης του κόσμου ITER (Agosto 2022).