Pregúntele a Ethan No. 26: Gori-gori claramente
Un hombre ama la compañía, incluso si es solo una vela.
- Georg Christoph Lichtenberg
El lector pregunta:Según tengo entendido, las estrellas con una masa igual al sol queman hidrógeno en el núcleo durante varios miles de millones de años, hasta que se forma un núcleo de helio y la estrella se desvía de la secuencia principal. Pero después de todo, el núcleo tuvo que formarse átomo por átomo desde el comienzo de la vida de la estrella. Y las estrellas masivas no crean núcleos de hierro al mismo tiempo: la formación de estos núcleos lleva tiempo. Entonces, ¿cómo sucede realmente la evolución de las estrellas?
Vamos a sumergirnos en una estrella recién nacida y ver qué sucede dentro.
En un cúmulo de estrellas jóvenes, como NGC 265 en la imagen de arriba, hay estrellas de varias masas, desde las clases masivas y más calientes O y B, que son cientos de veces más masivas que el Sol, hasta las estrellas más pequeñas, rojas y tenues de la clase M.¿Qué le da a las estrellas color y brillo?
Puede responder sin pensar: "masa", pero la realidad es algo más complicada. En general, las estrellas brillan debido al hecho de que en sus núcleos hay una reacción de fusión nuclear. Después de que la enorme masa, que incluso en la estrella más pequeña de clase M recolecta alrededor de 25,000 masas terrestres, se reúne en la protostar y se calienta, la densidad y la temperatura alcanzan el punto en el que es posible el inicio de la reacción de fusión nuclear autosostenible.
Y si la estrella será brillante y azul, o opaca y roja, depende de la temperatura dentro de ella. En el núcleo del sol, la temperatura alcanza los 15 millones de K, y la fusión nuclear allí pasa bastante rápido.Si nos alejamos del núcleo, la temperatura comenzará a caer, pero la tasa de síntesis caerá exponencialmente. Al movernos un 25% desde el núcleo del Sol, veremos que la temperatura no ha descendido más de dos veces, y la velocidad de reacción es inferior al 1% de lo que sucede en el centro del núcleo.
Por lo tanto, una estrella con una temperatura medio solar puede vivir cientos de veces más, y una estrella muy caliente, por ejemplo, R136a1 (en el centro del cúmulo de abajo), con una masa de 260 solares, vivirá el 0.1% de la vida del Sol.
Esta es la diferencia entre las estrellas recién nacidas. Pero cuando viven y queman su combustible, sus capas con combustible quemado se comprimen. Hay muchas formas de cambiar el volumen de un objeto; la compresión ocurre adiabáticamente, es decir, la entropía permanece constante, pero la temperatura interna aumenta. Debido a esto, el combustible comienza a arder en la mayor parte de la estrella, y la velocidad de síntesis también aumenta.Entre otras cosas, esto significa que la temperatura y la luminosidad de una estrella deberían aumentar con su edad.
La estrella tiene una presión de radiación que evita la compresión gravitacional. El radio del Sol no cambia, ya que la presión de radiación en la superficie de la estrella es casi igual a la fuerza de compresión gravitacional. Pero cuando la energía termina en el núcleo de la estrella, la presión de radiación cae y comienza a perder gravedad.Y aquí, o bien el núcleo se comprime y se calienta para comenzar la siguiente síntesis: hidrógeno, helio o, como en el caso de las estrellas masivas, carbono y más; o permanece inerte, ya que no está lo suficientemente caliente como para encender el siguiente combustible, y luego el final de la estrella está cerca.
El núcleo de helio se ha formado durante millones de años incluso en las estrellas más masivas, y el helio se quema a tiempo en aproximadamente el 10% del tiempo que se quema el hidrógeno. Si una estrella llega a quemar carbono, entonces el tiempo desde el comienzo de este proceso, y hasta el momento en que el núcleo de hierro conduce a una explosión de supernova, se mide solo en miles de años.
De hecho, cuando el núcleo interno de una estrella similar al sol se queda sin hidrógeno en la parte central (esto le sucederá al Sol en 5-7 mil millones de años), se expandirá en un subgigante y permanecerá en esta forma durante cientos de millones de años antes de encender helio y volverse rojo gigante. Pero cuando se convierte en un subgigante, deja la secuencia principal.Los siguientes pasos son relativamente rápidos, porque la "secuencia principal" no se llama en vano: las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas.
En las estrellas masivas, la temperatura juega un papel importante, y la mezcla de capas es demasiado lenta para marcar la diferencia. Por lo tanto, incluso el helio que nuestro Sol está produciendo en el núcleo ayudará a apagar las reacciones de fusión en miles de millones de años. El núcleo de una estrella tardará cientos de miles de millones de años en pasar a otros elementos (y esto solo ocurre en estrellas de clase M).Así es como ocurre la evolución de las estrellas, mucho más cerca del sistema "todo a la vez" de lo que algunas personas piensan.Source: https://habr.com/ru/post/es383173/
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