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Evolución estelar - cómo funciona
La gente ha ocupado durante largo tiempo las causas de la quema de estrellas en el cielo, pero realmente entender estos procesos, tenemos la primera mitad del siglo 20. En este artículo he tratado de describir todos los procesos básicos que se producen durante el ciclo de vida de las estrellas.
El nacimiento de las estrellas
La formación estelar comienza con la nube molecular (que incluyen 1% de materia interestelar en peso) - qué se diferencian de lo común para el medio interestelar de las nubes de gas y polvo que tienen suficiente densidad de átomos comenzaron a formar moléculas (principalmente - H²). Por supuesto, esta propiedad no importa mucho, pero es de gran aumento de la densidad importancia de la materia - depende de si la forma general de una protoestrella, y cuánto tiempo se tardará
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Sami estas nubes, con una densidad relativamente baja, debido a su gran tamaño puede tener un peso significativo - hasta 10 6 sup> de masas solares. Las estrellas recién nacidas que no pudieron descartar los restos de su "cuna" de su calentamiento, que para tales grupos grandes muy "efectiva" se ve hermosa y es una fuente de imágenes astronómicas:
"Pilares de la Creación" y un video sobre esta imagen del telescopio "Hubble»:
Nebulosa Omega (de las estrellas - es un "fondo", el gas brilla debido al calor de radiación de las estrellas):
El proceso de desechar los restos de la nube molecular causada por el llamado "viento solar" - una corriente de partículas cargadas que son acelerados por el campo electromagnético de la estrella. Sun pierde debido a este proceso de un millón de toneladas de materia por segundo, para él (masa 1, ± 98 855 0 00 025 * 10 27 sup> t) - un completo disparate. Las propias partículas tienen una temperatura enorme (del orden de un millón de grados) y la velocidad (400 km / s, y 750 km / s para los dos componentes diferentes):
Sin embargo, la baja densidad del material significa que cualquier daño que causa no puede.
Cuando las personas comienzan a actuar las fuerzas gravitatorias comprimen el gas provoca una fuerte calentamiento debido a que comienzan reacciones termonucleares. El mismo efecto de calentamiento de material chocar sirvió de base para la primera observación directa de exoplanetas en 2004:
Planet 2M1207 b a una distancia de 170 St. años de distancia.
Sin embargo, la distinción entre pequeñas estrellas y planetas, gigantes de gas consiste precisamente en el hecho de que su peso no es suficiente para mantener la reacción de fusión inicial, que por lo general es la formación de helio a partir de hidrógeno - en presencia de catalizadores (el llamado ciclo CNO - es válida para las estrellas I y II generación, que se discutirá más adelante):
Estamos hablando de sólo una reacción auto-sostenible, y no sólo en la disponibilidad de su hecho - porque a pesar de la energía para esta reacción (y por tanto la temperatura) es estrictamente limitado a la parte inferior, pero la energía del movimiento de las partículas individuales en el gas está determinada por la distribución de Maxwell:
Y así, incluso si la temperatura media del gas está por debajo de la reacción de fusión "límite inferior" es 10 veces, siempre habrá partículas "extravagantes" que recogen la energía de sus vecinos, y su ganancia es suficiente para un solo evento. Cuanto mayor sea la temperatura media - los más partículas pueden superar la "barrera", y cuanto mayor durante estas reacciones liberar energía. Límite tanto reconocido entre el planeta y la estrella es el umbral en el que la reacción de fusión se lleva a cabo no sólo, sino que también le permite mantener la temperatura interna a pesar de la energía de la radiación de su superficie.
La población de la estrella
Antes de hablar de la clasificación de las estrellas, es necesario hacer una digresión y volver hace 13 millones de años - en un momento en que, después de la recombinación primeras estrellas comenzaron a aparecer. Este punto es para nosotros sería parecer extraño - porque no hay estrellas gigantes azules, excepto en el momento, que no habrían visto. La razón de esto - la falta de los inicios del universo, "metales" (como en la astronomía desde todas las sustancias llamado helio "más pesado"). Su ausencia significa que la cubierta de las primeras estrellas se requirió significativamente mayor peso (dentro de los 20-130 masas solares) - porque sin el "metal» CNO-ciclo no es posible, y en lugar de que sólo sirve ciclo recta = hidrógeno + hidrógeno, helio. Que debería haber sido una población estelar III (debido a su enorme peso, y la aparición temprana - en la parte visible del universo ya no existe)
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Población II - es las estrellas que se formaron a partir de los restos de la población III estrellas, que son más de 10 mil millones de años de edad, y ya contienen en sus "metales" composición. Por lo tanto, una vez que en este momento, no habríamos notado ningún rarezas particulares - entre las estrellas ya estaban presentes, y los gigantes, y "medio pelo" - como nuestra estrella, e incluso las enanas rojas
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Población I - esto es ya las estrellas se forman a partir de la segunda generación de los remanentes de supernova, que contiene aún más "metal" - esto incluye estrellas más modernos y nuestro sol -. Incluyendo
Clasificación Estrellas
Clasificación moderna de las estrellas (Harvard) es muy simple - que se basa en la separación de estrellas por sus colores. En pequeñas estrellas reacciones transcurren mucho más lentamente, y esto hace una diferencia desproporcionada en la temperatura de la superficie, mayor es la masa de la estrella - la forma más intensa con su radiación en la superficie va:
La distribución del color, dependiendo de la temperatura (en grados Kelvin)
Como se ve en el gráfico por encima de la distribución de Maxwell, el aumento de la velocidad de reacción como una función del aumento de la temperatura no linealmente - medida que la temperatura se acerca al "punto crítico" está muy cerca de reacciones comienzan a ocurrir diez veces más rápido. Por lo tanto, la vida de las grandes estrellas puede ser muy corto en escala astronómica - sólo un par de millones de años, no es nada en comparación con la vida útil calculada de enanas rojas - en un billón de años (por razones obvias, no hay tales estrellas aún no han extinguido, y nosotros estamos en este caso sólo podemos confiar en los cálculos, pero la duración de su vida -., obviamente, más de cien mil millones de años)
La vida de una estrella
Las vidas de la mayoría de las estrellas de la secuencia principal procede, que es una línea curva que se extiende desde la parte superior izquierda a la esquina inferior derecha:
Hertzsprung - Russell
Este proceso puede parecer bastante sombrío: el hidrógeno se convierte en helio, y el proceso continúa, millones, incluso miles de millones de años. Pero, de hecho, en el dom (y el resto de las estrellas), incluso durante este proceso en la superficie de (y en) todo el tiempo algo sucede:
Video del período de 5 años, a partir de fotos "Observatorio de Dinámica Solar» La NASA lanzó el programa "Viviendo con una Estrella", que aparece en forma de sol visible, ultravioleta y de rayos X espectros de la luz.
Todo el proceso de las reacciones termonucleares en estrellas es tan pesado de hidrógeno - helio - berilio y carbono, y luego empezar a ir varios procesos paralelos, que termina con la formación de hierro:
Esto es debido al hecho de que el hierro tiene una energía de enlace mínima (tasa por nucleón), y otras reacciones estado yendo a la absorción en lugar de la liberación de energía.
La finalización de la existencia
Se produce en el mismo proceso se puede dividir en cuatro escenarios:
1) A partir de la masa no sólo depende de la duración de la vida de una estrella, sino también cómo va a terminar. Para el "más joven" de las estrellas - enanas marrones (clase M) Él terminará después de la quema de hidrógeno. Pero el hecho de que la transferencia de calor en ellos se lleva a cabo exclusivamente por convección (agitación) significa que la estrella hace que la mayoría de la totalidad de sus acciones. Y también - el más cuidadosamente pasarán muchos miles de millones de años. Pero después de pasar simplemente de hidrógeno -. La estrella se enfría lentamente, y estará en un estado de bola sólida (en la similitud de Plutón), que consiste casi enteramente de helio
2) A continuación, vaya estrellas más pesadas (a quien es nuestro Sol) - un montón de cosas, una posible futura estrella está acotado superiormente por 1, 5 - 3 masas solares (el límite Oppenheimer - Volkov). Star tiene el peso suficiente para iluminó la reacción del carbono del helio (por supuesto, los nucleidos más comunes - helio-4 y de carbono-12). Pero la reacción del hidrógeno-helio no deja de ir - sólo el área del flujo pasa hacia el exterior, siendo saturado con capas de hidrógeno de la estrella. La presencia de dos capas, en el que las reacciones termonucleares que conducen a un aumento significativo en la luminosidad, que causa "hinchazón" en las estrellas de tamaño.
Muchas personas creen erróneamente que hasta una gigante roja, la luminosidad del Sol (y de las estrellas similares) disminuye gradualmente y luego comienza a aumentar bruscamente, de hecho, aumentar la luminosidad viene todo el cuerpo de la vida de una estrella:
Y en base a que la construcción falsa teoría de que en el largo plazo - Venus es la mejor opción para la solución de un hombre - de hecho, hasta el punto donde tendremos la tecnología para terraformar Venus moderna, pueden ser irremediablemente obsoleto, y simplemente inútiles . Los datos más recientes sobre la Tierra, tiene una buena oportunidad de ir a través de un estado de "gigante roja" del Sol, en su frontera, pero Venus - ninguna posibilidad, y "todo lo que se adquirió agotador trabajo." - Será parte de un sol "regordete"
Durante la estrella gigante roja es no sólo aumenta significativamente la luminosidad, sino también comienza a perder peso rápidamente a expensas de los suministros de combustible procesos ejecutar rápidamente (este paso es al menos 10 veces más pequeño que el hidrógeno quema fase). Después de eso, la estrella se contrae, se convierte en una enana blanca y refrigeración gradualmente.
3) Cuando la masa por encima del primer límite, la masa de estas estrellas es suficiente para encender las reacciones posteriores, incluyendo la formación de hierro, estos procesos con el tiempo conducir a la explosión de una supernova.
El hierro casi no participa en las reacciones de fusión (y con precisión - no emitir energía) y se recoge en un centro del núcleo, siempre y cuando la presión ejercida sobre el mismo desde el exterior (y la fuerza de gravedad en el interior del propio núcleo) no alcanza el punto crítico. En este punto, la fuerza de compresión del núcleo de la estrella se vuelve tan fuerte que la repulsión electromagnética ya no es capaz de retener la sustancia de la compresión. Los electrones son "presionadas" en el núcleo atómico, y se neutralizaron con los protones, de modo que el interior del núcleo son casi un neutrón.
Este momento es una base cuántica, y tiene una línea muy clara, y el núcleo - que consta de una plancha bastante puro, por lo que el proceso es drásticamente más rápido. Se espera que este proceso se produce en segundos, y el volumen del núcleo cae 100 000 veces (y aumentando así su densidad):
Las capas superficiales de la estrella se encontró sin apoyo desde abajo se apresuran hacia el interior, la forma de caer una "bola" de la cuestión de neutrones rebota y hay una explosión. Ráfaga olas, laminación a través del espesor de la estrella crea un sello, y el aumento de temperatura de la sustancia que están empezando a ir la reacción con la formación de elementos pesados (hasta uranio).
Estos procesos se basan en la captura de neutrones (r-s-proceso y proceso) o la captura de protones (p-proceso y el proceso rp), con cada uno de tales de reacción de un elemento químico aumenta su número atómico. Pero en circunstancias normales, tales partículas no tienen tiempo para "coger" una más de neutrones / protones y desintegraciones. En los procesos que ocurren dentro de las reacciones de supernovas son tan rápidos que los átomos tienen tiempo para "saltarse" una gran parte de la tabla periódica, y no se rompe.
Así, la formación de una estrella de neutrones:
4) Cuando la masa de la estrella es superior a la segunda, el límite de Chandrasekhar (1 a 39 masas solares ya formaron supernova remanente), durante una explosión de supernova es todavía demasiado grande masa de material, y la presión no es capaz de contener incluso una fuerza cuántica.
En este caso - es decir, el límite debido al principio de Pauli, que muestra que estas dos partículas (en este caso - que estamos hablando el criador) no pueden estar en el mismo estado cuántico (en base a esta estructura del átomo, que consiste en capas de electrones, cuyo número está aumentando gradualmente con la atómica número).
La presión aprieta los neutrones, y aún más el proceso se convierte en no paga - todos los contratos significativos a un solo punto y se forma un agujero negro. Ella misma no tuvo ningún efecto sobre el medio ambiente (a excepción de la gravedad, por supuesto), y puede ser puesto en libertad sólo a expensas de akkreatsii (simplemente - otoño) la sustancia en él:
Como puede verse en la suma de todos estos procesos - las estrellas es un almacén real de las leyes físicas. Y en algunas áreas (estrellas de neutrones y agujeros negros) -. Un laboratorio natural real con estados extremos de la materia y la energía
Enlaces:
artículo de revisión sobre galspace
Postnauka - Las estrellas de neutrones y agujeros negros (de la serie de vídeo):
Fuente: geektimes.ru/post/265416/
