Pergunte a Ethan No. 26: Gori-gori claramente
Um homem adora companhia - mesmo que seja apenas uma vela.
- Georg Christoph Lichtenberg
O leitor pergunta:Pelo que entendi, estrelas com uma massa igual ao hidrogênio solar queimam no núcleo por vários bilhões de anos, até que um núcleo de hélio seja formado, e a estrela se desvia da sequência principal. Afinal, o núcleo teve que ser formado átomo por átomo desde o início da vida da estrela. E estrelas massivas não criam núcleos de ferro ao mesmo tempo - a formação desses núcleos leva tempo. Então, como a evolução estelar realmente acontece?
Vamos mergulhar em uma estrela recém-nascida e ver o que acontece lá dentro.
Em um jovem aglomerado de estrelas, como o NGC 265 na imagem acima, existem estrelas de várias massas - das classes mais quentes e massivas O e B, que são centenas de vezes mais massivas que o Sol, às estrelas mais pequenas, vermelhas e escuras da classe M.O que dá às estrelas cor e brilho?
Você pode responder sem pensar: "massa", mas a realidade é um pouco mais complicada. Em geral, as estrelas brilham devido ao fato de que em seus núcleos há uma reação de fusão nuclear. Depois que a massa enorme, que mesmo na menor estrela da classe M coleta cerca de 25.000 massas terrestres, se reúne no protostar e se aquece, a densidade e a temperatura atingem o ponto em que é possível o início da reação de fusão nuclear autossustentável.
E se a estrela será brilhante e azul, ou opaca e vermelha, depende da temperatura dentro dela. No núcleo do sol, a temperatura atinge 15 milhões de K e a fusão nuclear passa rapidamente.Se nos afastarmos do núcleo, a temperatura começará a cair - mas a taxa de síntese cairá exponencialmente. Movendo-se 25% do núcleo do Sol, veremos que a temperatura caiu não mais do que duas vezes e a taxa de reação é inferior a 1% do que acontece no centro do núcleo.
Portanto, uma estrela com temperatura semi-solar pode viver centenas de vezes mais e uma estrela muito quente, por exemplo, R136a1 (no centro do aglomerado abaixo), com uma massa de 260 solar, viverá 0,1% da vida do sol.
Essa é a diferença entre as estrelas recém-nascidas. Mas quando eles vivem e queimam seu combustível, suas camadas com combustível queimado são comprimidas. Existem várias maneiras de alterar o volume de um objeto; a compressão ocorre adiabaticamente, ou seja, a entropia permanece constante, mas a temperatura interna aumenta. Por esse motivo, o combustível começa a queimar na maior parte da estrela, e a taxa de síntese também aumenta.Entre outras coisas, isso significa que a temperatura e a luminosidade de uma estrela devem aumentar com a idade.
A estrela tem uma pressão de radiação que impede a compressão gravitacional. O raio do Sol não muda, já que a pressão de radiação na superfície da estrela é quase igual à força de compressão gravitacional. Mas quando a energia termina no núcleo da estrela, a pressão da radiação cai e começa a perder a gravidade.E aqui o núcleo é comprimido e aquecido para iniciar a próxima síntese - hidrogênio, hélio ou, como no caso de estrelas massivas, carbono e mais; ou permanece inerte, porque não está quente o suficiente para acender o próximo combustível e, em seguida, o fim da estrela está próximo.
O núcleo de hélio é formado há milhões de anos, mesmo nas estrelas mais massivas, e o hélio é queimado no tempo cerca de 10% do tempo em que o hidrogênio queima. Se uma estrela queima carbono, o tempo desde o início desse processo e até o momento em que o núcleo de ferro leva a uma explosão de supernova é medido apenas em milhares de anos.
De fato, quando o núcleo interno de uma estrela semelhante ao sol fica sem hidrogênio na parte central (isso acontecerá com o Sol em 5 a 7 bilhões de anos), ele se expandirá para um subgigante e permanecerá nessa forma por centenas de milhões de anos antes de acender o hélio e se transformar em vermelho. gigante. Mas quando se transforma em um subgigante, deixa a sequência principal.Os passos subsequentes são relativamente rápidos, porque a "sequência principal" não é em vão denominada - nela as estrelas passam a maior parte de suas vidas.
Em estrelas massivas, a temperatura desempenha um papel importante e a mistura de camadas é muito lenta para fazer a diferença. Portanto, mesmo o hélio que nosso Sol está produzindo agora no núcleo ajudará a atenuar as reações de fusão em bilhões de anos. Levará centenas de bilhões de anos para que o núcleo de uma estrela faça a transição para outros elementos (e isso acontece apenas nas estrelas da classe M).É assim que a evolução das estrelas acontece - muito mais próxima do sistema "de uma só vez" do que algumas pessoas pensam.Source: https://habr.com/ru/post/pt383173/
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