¿Es un agujero negro más grande que una estrella?

Un agujero negro es un cuerpo celeste con una gravedad extremadamente fuerte de la que ni siquiera la luz puede escapar. Cuando el radio de la estrella es lo suficientemente pequeño, menor que el radio de Schwarzschild, ni siquiera la luz emitida por la superficie vertical puede escapar. En este punto la estrella se convierte en un agujero negro. Llamarlo "negro" significa que es como un pozo sin fondo en el universo. Una vez que cualquier materia cae en él, "parece" que nunca podrá escapar. Como la luz no puede escapar de un agujero negro, no podemos observarla directamente. Sin embargo, su existencia se puede observar o inferir indirectamente midiendo sus efectos y efectos en los cuerpos celestes circundantes. El significado extendido de un agujero negro es una situación de la que no se puede escapar. En diciembre de 2011, los astrónomos observaron por primera vez el proceso por el cual un agujero negro "captura" una nebulosa. Agujeros negros

objetos, lo que dio más estímulo a la predicción de la existencia de agujeros negros. Al principio, Bell y su mentor Anthony Hervish pensaron que podrían haber entrado en contacto con civilizaciones extraterrestres en nuestra galaxia. Recuerdo que en el simposio que anunciaron su descubrimiento, llamaron a las cuatro fuentes más antiguas LGM1-4, LGM significa "Pequeño Hombre Verde". Sin embargo, finalmente ellos y todos los demás llegaron a la conclusión menos romántica de que estos objetos, conocidos como púlsares, eran en realidad estrellas de neutrones en rotación que tenían dos teorías de la luz: una es la teoría de las partículas de la luz apoyada por Newton; es la teoría ondulatoria de la luz. Ahora sabemos que ambas cosas son ciertas. Debido a la dualidad onda-partícula de la mecánica cuántica, la luz puede considerarse tanto una onda como una partícula. En la teoría ondulatoria de la luz, no está claro cómo responde la luz a la gravedad. Pero si la luz estuviera formada por partículas, uno esperaría que se vieran afectadas por la gravedad como las balas de cañón, los cohetes y los planetas. Al principio se pensó que las partículas de luz se mueven infinitamente rápido, por lo que la gravedad no puede frenarlas, pero el descubrimiento de Roehmer de la velocidad finita de la luz demostró que la gravedad podría tener un efecto importante.

Las investigaciones de Roger Penrose entre 1965 y 1970 señalaron que según la teoría general de la relatividad, debe existir una singularidad de densidad infinita y curvatura espacio-temporal en un agujero negro. Esto es bastante similar al Big Bang al principio de los tiempos, excepto que es el fin de los tiempos para un objeto que colapsa y los astronautas. Ante esta singularidad, fallan las leyes de la ciencia y la capacidad de predecir el futuro. Sin embargo, cualquier observador que permanezca fuera del agujero negro no se verá afectado por la falla de previsibilidad, ya que ni la luz ni ninguna otra señal de la singularidad pueden alcanzarlo. Este hecho sorprendente llevó a Roger Penrose a proponer la Conjetura de Supervisión Cósmica, que puede parafrasearse como: "Dios odia las singularidades desnudas". En otras palabras, las singularidades producidas por el colapso gravitacional sólo pueden ocurrir en objetos como los agujeros negros, en lugares donde están decentemente oscurecidos. del mundo exterior por el horizonte de sucesos. En rigor, se trata de la llamada conjetura de supervisión cosmológica débil: protege al observador que permanece fuera del agujero negro del fallo de previsibilidad que se produce en la singularidad, pero no afecta al pobre que lamentablemente cae en el agujero negro. Los astronautas estaban indefensos. Relacionado con la Relatividad General Hay algunas soluciones a las ecuaciones de la relatividad general que hacen posible que nuestros astronautas vean singularidades desnudas. Podría evitar chocar contra la singularidad y viajar a través de un "agujero de gusano" a otra zona del universo. Parece que esto ofrece enormes posibilidades de viajar en el espacio y el tiempo. Desafortunadamente, todas estas soluciones parecen ser muy inestables; la más mínima perturbación, como la presencia de un astronauta, puede cambiarlas de modo que se estrelle contra la singularidad antes de que pueda ver su tiempo. En otras palabras, la singularidad siempre ocurre en su futuro, nunca en su pasado. La fuerte conjetura de supervisión cósmica es que, en una solución realista, la singularidad siempre existe, ya sea completamente en el futuro (como la singularidad del colapso gravitacional) o completamente en el pasado (como el Big Bang). Dado que es posible viajar al pasado cerca de una singularidad desnuda, el establecimiento de alguna forma de conjetura de vigilancia cósmica es prometedor.

Cuando una estrella colapsa gravitacionalmente para formar un agujero negro, el movimiento es mucho más rápido, por lo que la velocidad a la que se quita energía es mucho mayor. Por lo que no tardará mucho en alcanzar un estado constante.

Uno pensaría que dependería de todas las características complejas de la estrella a partir de la cual se formó el agujero negro: no sólo su masa y velocidad de rotación, sino también las diferentes densidades de las diferentes partes de la estrella y los complejos movimientos del gas dentro de la estrella. estrella. Si los agujeros negros fueran tan variados como los objetos originales que colapsaron en ellos, en general sería muy difícil hacer predicciones sobre ellos.

Sin embargo, el científico canadiense Wainai Israel revolucionó la investigación de los agujeros negros en 1967. Señaló que, según la relatividad general, los agujeros negros que no giran deben ser muy simples, perfectamente esféricos, su tamaño depende únicamente de su masa, y dos agujeros negros cualesquiera de la misma masa deben ser equivalentes; De hecho, pueden describirse mediante la solución especial de Einstein, que fue encontrada por Carl Schwarzschild en 1917, poco después del descubrimiento de la relatividad general. Inicialmente, muchas personas (incluido el propio Israel) creían que, dado que los agujeros negros debían ser perfectamente esféricos, un agujero negro sólo podía formarse mediante el colapso de un objeto perfectamente esférico. Por lo tanto, cualquier estrella real nunca es perfectamente esférica y simplemente colapsa en una singularidad desnuda.

Sin embargo, algunos, en particular Roger Penrose y John Wheeler, han abogado por una interpretación diferente de los resultados de Israel. Argumentan que el rápido movimiento implicado en el colapso de la estrella sugiere que las ondas gravitacionales que emite la hacen cada vez más esférica, hasta que se vuelve exactamente esférica cuando finalmente llega al reposo. Según este punto de vista, cualquier estrella que no gire, por compleja que sea su forma y estructura interna, acabará convirtiéndose después del colapso gravitacional en un agujero negro perfectamente esférico, cuyo tamaño depende únicamente de su masa. Esta opinión fue respaldada por otros cálculos y fue rápidamente aceptada.

Los agujeros negros son una de las situaciones extremadamente raras en la historia de la ciencia en las que se ha desarrollado un modelo matemático a un nivel extremadamente detallado sin ninguna evidencia observada que demuestre que la teoría es correcta. De hecho, este es a menudo el principal argumento contra los agujeros negros: ¿cómo se puede confiar en un objeto cuya base son sólo cálculos basados ​​en la dudosa teoría de la relatividad general? Sin embargo, en 1963, el astrónomo Martin Schmidt del Observatorio Palomar en California midió el enrojecimiento de un tenue cuásar en la dirección de una fuente de radio llamada 3C273 (Catálogo de fuentes de radio de Cambridge, categoría 3 No. 273). Descubrió que un campo gravitacional no podía causar un corrimiento al rojo tan grande; para que fuera un corrimiento al rojo gravitacional, una estrella así tendría que ser tan masiva y estar tan cerca de la Tierra que interferiría con las órbitas de los planetas del sistema solar. . Esto sugiere que este corrimiento al rojo es causado por la expansión del universo, lo que a su vez indica que el objeto está muy lejos de la Tierra. Para ser visible desde esa distancia, debe ser muy brillante, lo que significa que debe irradiar una gran cantidad de energía. Se podría pensar que el único mecanismo que podría generar una cantidad tan grande de energía parece ser el colapso gravitacional no sólo de una estrella, sino de toda la región central de una galaxia. Se han descubierto muchos otros quásares, todos con grandes corrimientos al rojo. Pero están demasiado lejos de la Tierra, por lo que es demasiado difícil observarlos.

Editar este párrafo Expertos estudian plasma de agujero negro Alemania creó plasma de agujero negro en el laboratorio

Investigación realizada por el Instituto Max Planck de Física Nuclear y el Centro Helmholtz de Berlín en Alemania Los investigadores utilizaron el plasma de agujero negro Sincrotrón (BESSY II) para generar con éxito plasma alrededor de un agujero negro en el laboratorio. Gracias a esta investigación, también se podrán realizar en tierra experimentos astrofísicos que antes sólo podían realizarse en el espacio mediante satélites artificiales, y se espera resolver muchos problemas astrofísicos. La gravedad de un agujero negro es tan grande que atrae toda la materia. Después de entrar en un agujero negro, nada puede escapar de los límites del agujero negro. A medida que la temperatura del objeto inhalado sigue aumentando, se genera un plasma de alta temperatura en el que se separan los núcleos y los electrones.

El material adsorbido en el agujero negro producirá rayos X, que a su vez estimularán una gran cantidad de elementos químicos en él para emitir rayos X con líneas (colores) únicos. El análisis de estas líneas puede ayudar a los científicos a aprender más sobre la densidad, velocidad y composición del plasma cerca del agujero negro.

En este proceso el hierro jugó un papel muy clave.

Aunque el hierro no es tan abundante en el universo como el hidrógeno y el helio, más ligeros, es más capaz de absorber y reemitir rayos X y, por tanto, los fotones que emite son más potentes que los fotones emitidos por otros átomos más ligeros. , longitud de onda más corta (lo que le da un color diferente).

Los rayos X emitidos por el hierro también son absorbidos a su paso por el medio que rodea el agujero negro. En este proceso llamado de fotoionización, los átomos de hierro suelen sufrir varias ionizaciones, eliminando más de la mitad de sus 26 electrones y, en última instancia, produciendo iones cargados que se ensamblan en un plasma. Ahora, los investigadores han recreado este proceso en el laboratorio.

En el centro del experimento se encuentra una trampa de iones de haz de electrones diseñada en el Instituto Max Planck de Física Nuclear. En esta trampa de iones, los átomos de hierro se calientan mediante un intenso haz de electrones y se ionizan 14 veces. El proceso experimental es el siguiente: una bola de iones de hierro (de sólo unos pocos centímetros de largo y tan delgada como un cabello) se suspende en un vacío ultra alto bajo la influencia de campos magnéticos y eléctricos. La energía fotónica de los rayos X. Se selecciona un "monocromador" ultrapreciso y se aplica como un haz delgado pero enfocado a los iones de hierro.

Las líneas espectrales medidas en el laboratorio coinciden con las observadas por el Observatorio de rayos X Chandra y el Telescopio multiespejo de rayos X Newton. En otras palabras, los investigadores crearon artificialmente plasma de agujero negro en el espacio en un laboratorio terrestre.

Este novedoso método combina una trampa de iones cargados con una fuente de radiación sincrotrón para proporcionar una mejor comprensión del plasma que rodea un agujero negro o un núcleo galáctico activo. Los investigadores esperan que la combinación del espectroscopio EBIT con las fuentes de rayos X más claras de tercera generación (PETRA III, una fuente de radiación sincrotrón que opera en Hamburgo, Alemania desde 2009) y cuarta generación (láser de electrones libres de rayos X XFEL) pueda Proporcionar este campo de investigación aporta una vitalidad más fresca. Estados Unidos crea un "agujero negro artificial" El 18 de marzo de 2005, el "Guardian" británico informó que Horati Nastasi, profesor de física de la Universidad de Brown en Estados Unidos, creó el primer "agujero negro artificial" en la Tierra. El Laboratorio Brookhaven de Nueva York, EE.UU., construyó hace siete años el acelerador de partículas más grande del mundo, haciendo colisionar iones de oro a casi la velocidad de la luz para crear materia de alta densidad. Aunque este agujero negro es pequeño, tiene muchas características de un agujero negro real. Nastasi dijo que el colisionador de iones relativamente pesado del Laboratorio Nacional Brookhaven en Nueva York puede hacer colisionar los núcleos de átomos grandes (como los núcleos de los átomos de oro) entre sí a una velocidad cercana a la de la luz, produciendo una energía equivalente a una temperatura de 300 millones en la superficie del sol. La abrasadora bola de fuego creada por Nastasi utilizando el principio de colisión atómica en el Laboratorio Nacional Brookhaven de Nueva York tiene las notables características de un agujero negro celeste. Por ejemplo: una bola de fuego puede absorber partículas circundantes 10 veces su propia masa, que es más que la cantidad de partículas que una bola de fuego puede absorber como lo predice toda la física de fuerzas actual.

La idea de los agujeros negros artificiales fue propuesta por primera vez por el profesor William Unruh de la Universidad de Columbia Británica en Canadá en la década de 1980. Creía que el comportamiento de las ondas sonoras en los fluidos es muy similar al comportamiento de las ondas sonoras en los fluidos. de luz en los agujeros negros. Si haces que un fluido se mueva más rápido que la velocidad del sonido, efectivamente has creado un agujero negro artificial en el fluido. Sin embargo, debido a la falta de gravedad suficiente, los agujeros negros artificiales que el Dr. Leonhart pretende crear no pueden "tragarse todo lo que les rodea" como los agujeros negros reales, excepto la luz. Sin embargo, los agujeros negros artificiales creados por el profesor Nastasi ya pueden absorber otros materiales. Por lo tanto, esto se considera un gran avance en el campo de la investigación de los agujeros negros. El “agujero negro artificial” de Europa El 10 de septiembre de 2008, cuando el primer haz de protones atravesó todo el colisionador, se lanzó oficialmente el Gran Colisionador Europeo de Hadrones. Algunas personas estaban preocupadas de que el 'Gran Colisionador de Hadrones' más grande del mundo construido en Ginebra, Europa, creara un agujero negro para devorar la vida en la Tierra (las noticias indican que una niña en la India se suicidó porque le preocupaba que el Gran Colisionador de Hadrones Europeo crearía un agujero negro para destruir la tierra). Aunque los científicos europeos han explicado repetidamente que esto no supondrá una amenaza para la Tierra, el Gran Colisionador de Hadrones equivale a una máquina de fabricación de "agujeros negros artificiales".

El Gran Colisionador Europeo de Hadrones es el acelerador de partículas más grande y energético del mundo. Se trata de un equipo de física de alta energía que acelera protones hasta provocar colisiones. Está ubicado en el CERN, la Organización Europea para la Investigación Nuclear. , en las afueras de Ginebra, Suiza. En la investigación internacional sobre física de altas energías se utilizan aceleradores de partículas y colisionadores. El primer responsable del sistema es el famoso físico británico ‘Lynn Evans’, quien fue el primero en concebir y liderar la construcción del Gran Colisionador de Hadrones. El Dr. Evans era hijo de un minero en Gales, Inglaterra. Cuando era niño, quería hacer algo trascendental. Efectivamente, fue responsable de construir la máquina más poderosa del mundo, el Gran Colisionador de Hadrones, que atrajo la atención mundial. Por esta razón, el mundo exterior lo llamó "Evans Atomic Energy".

Los agujeros negros se forman de forma natural cuando determinadas estrellas, más grandes que nuestro sol, explotan en las etapas finales de sus vidas. Concentran una gran cantidad de material en un espacio muy reducido. Supongamos que se forma un pequeño agujero negro cuando los protones chocan para producir partículas en el Gran Colisionador de Hadrones. Cada protón tiene una energía equivalente a la de un mosquito volador. Los agujeros negros astronómicos son más masivos que cualquier cosa que el Gran Colisionador de Hadrones pueda producir. Según las propiedades de la gravedad descritas por la teoría de la relatividad de Einstein, es imposible crear un pequeño agujero negro en el Gran Colisionador de Hadrones. Sin embargo, alguna teoría pura predice que el Gran Colisionador de Hadrones puede producir tales productos de partículas. Todas estas teorías predicen que las partículas producidas por el Gran Colisionador de Hadrones se fragmentarían inmediatamente. Por tanto, el agujero negro que crea no tendrá tiempo de concentrar materia, produciendo resultados visibles a simple vista. El agujero negro electromagnético artificial de China Los científicos chinos han creado el primer "agujero negro electromagnético artificial"

Se le conoce como "agujero negro" Aunque es de tamaño "mini", no puede pasar ninguna onda electromagnética o luz. escapar. El 15 de octubre de 2009, la revista "Science" anunció que el primer "agujero negro artificial de microondas que puede absorber ondas electromagnéticas" del mundo nació en el laboratorio de la Universidad del Sudeste en China.

Sin embargo, este pequeño "agujero negro" no sólo no destruirá el mundo, sino que también ayudará a las personas a absorber mejor la energía solar.

En el universo, los agujeros negros se lo tragan todo, incluso la luz. La gente está feliz de hablar de este tipo de cuerpo celeste porque es misterioso y tiene un "carácter" extraño: está ubicado en el lugar más oscuro del universo, nadie puede observarlo directamente y cualquier asunto cercano a él será despiadado. Arrastrados a su abismo, los asteroides, el polvo de estrellas, las ondas de luz, el tiempo, sin excepción.

La gente siente curiosidad por los objetos celestes como los agujeros negros, pero nunca querría que ningún agujero negro se acercara a ellos ni a nuestro planeta. Sin embargo, algunos científicos han creado ahora un agujero negro "en miniatura" en sus laboratorios.

Al presentar este "agujero negro artificial", la revista "Science" del 15 de octubre de 2009 sugirió que la gente puede guardar este "agujero negro" en el bolsillo de su propio abrigo.

El "agujero negro artificial" fue creado por un grupo de investigación de la Universidad del Sureste de China, el profesor Cui Tiejun y el profesor Cheng Qiang son los dos investigadores más importantes.

"En realidad, el agujero negro que creamos no es un agujero negro en sentido estricto", dijo el profesor Cheng Qiang a los periodistas en una entrevista con "The Bund Pictorial".

El objetivo del "agujero negro artificial" en el laboratorio no es ciertamente embolsarse un "demonio" devorador de todo. Según Cheng Qiang, el "agujero negro artificial" que existe actualmente en el Laboratorio Nacional de Ondas Milimétricas de la Universidad del Sureste es en realidad un dispositivo de simulación que actualmente puede absorber ondas electromagnéticas en la banda de frecuencia de microondas. luz.

Pero más allá de eso, no absorbe nada sustancial. "Sólo absorbe ondas electromagnéticas, no energía", dijo Cheng Qiang a los periodistas. Cui Tiejun (primero desde la izquierda) y Cheng Qiang frente al dispositivo experimental del "agujero negro electromagnético artificial" (Foto de Cong Jie, mapa de datos de la Universidad del Sureste)

Este es un "agujero negro" no peligroso No solo eso, este dispositivo también podría usarse para recolectar energía solar en el futuro. En este sentido, los "agujeros negros artificiales" serán más eficientes que cualquier tipo de panel solar en el mundo.

“De hecho, nos inspiramos en su artículo, pero la investigación en sí se completó de forma independiente”, dijo Cheng Qiang a los periodistas.

La razón por la que puede convertirse en realidad tan rápidamente es porque el laboratorio donde trabajan se ha dedicado a la investigación en esta área y ha acumulado muchos años de experiencia tanto en la teoría como en el proceso experimental. utilizaron muchas de sus propias ideas originales.

Sin embargo, aunque se le llama "agujero negro", el "agujero negro" que crearon inspirados por Narimanovy sigue siendo muy diferente del agujero negro que realmente existe en el universo. Esta diferencia no solo se refleja. en el tamaño de la calidad. Los principios de los dos "agujeros negros" son en realidad diferentes.

La razón por la que el agujero negro en el universo puede tragarlo todo es por su enorme masa, y el "agujero negro" en el laboratorio en realidad se simula basándose en las propiedades de las ondas de luz cuando son absorbidas. El instrumento puede hacer que las ondas de luz produzcan distorsiones similares cuando están cerca unas de otras y son atraídas por ellas.

En otras palabras, dos tipos de "agujeros negros" pueden provocar "finales" similares en ondas de luz cercanas, pero lo que encuentran las ondas de luz no es lo mismo.

Las estrellas están compuestas de gas caliente y son objetos esféricos o de aspecto esférico que pueden emitir luz propia. Debido a que las estrellas están demasiado lejos de nosotros, es difícil detectar cambios en sus posiciones en el cielo sin la ayuda de herramientas y métodos especiales. Por eso, los antiguos las consideraban estrellas fijas. La estrella principal de nuestro sistema solar, el sol, es una estrella.

Estructura Estelar

Las estrellas son planetas gaseosos. En una noche clara, sin luna y en una zona sin contaminación lumínica, una persona media puede ver a simple vista más de 6.000 estrellas. Con la ayuda de un telescopio se pueden ver cientos de miles o incluso millones de estrellas. Se estima que hay entre 150 y 200 mil millones de estrellas en la Vía Láctea, y la estrella principal de nuestro sistema solar, el Sol, es una estrella. Dos características importantes de las estrellas son la temperatura y la magnitud absoluta. Hace unos 100 años, Einar Hertzsprung de Dinamarca y Henry Norris Russell de Estados Unidos dibujaron gráficos para descubrir si existía una relación entre la temperatura y el brillo. Un diagrama de relación se llama diagrama de Hertz-Rubber o diagrama H-R. En el diagrama H-R, la mayoría de las estrellas forman un área diagonal llamada secuencia principal en astronomía; en la secuencia principal, cuando la magnitud absoluta de una estrella aumenta,

Evolución de las estrellas

La La temperatura de la superficie también aumenta. Más de 90 estrellas pertenecen a la secuencia principal, y el sol también es una de estas secuencias principales. Las estrellas gigantes y supergigantes se encuentran más arriba y más lejos en el lado derecho del diagrama H-R; aunque la temperatura superficial de las enanas blancas es alta, su brillo no es grande, por lo que solo se ubican en la parte media e inferior del diagrama.

La evolución estelar es el cambio continuo de una estrella durante su vida (el período de luz y calor). La duración de la vida varía según el tamaño de la estrella. La evolución de una sola estrella no se puede observar en su totalidad porque los procesos pueden ser demasiado lentos para ser detectados. Por eso, los astrónomos utilizan observaciones de muchas estrellas en diferentes etapas de sus vidas y utilizan modelos informáticos para simular su evolución.

El astrónomo Hertzsprung y el filósofo Russell propusieron por primera vez la relación entre la clasificación de las estrellas y el color y la luminosidad

Diagrama de estrellas-Hertzsprung

, estableciendo la relación de evolución estelar conocido como el "diagrama de Herbert-Router" y reveló los secretos de la evolución estelar. En el "diagrama H-Ro", desde el área de alta temperatura y luminosidad fuerte en la parte superior izquierda hasta el área de baja temperatura y luminosidad débil en la parte inferior derecha, hay un área estrecha y densa en estrellas, que incluye nuestro sol; Llamada secuencia principal, en la secuencia principal se concentran más de 90 estrellas. Arriba de la región de secuencia principal están las regiones gigante y supergigante; en la parte inferior izquierda está la región de la enana blanca.

Las estrellas son bolas de plasma masivas y brillantes. El sol es la estrella más cercana a la tierra y la fuente de energía de la tierra. Durante el día, debido al sol que brilla, no se pueden ver otras estrellas; sólo durante la noche se pueden ver otras estrellas en el cielo. Durante la mayor parte de la vida de una estrella, brilla debido a la fusión nuclear en su núcleo. La energía liberada por la fusión nuclear se transmite desde el interior a la superficie y luego se irradia al espacio exterior. Casi todos los elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio se producen durante el proceso de fusión nuclear en las estrellas. La astronomía estelar es el estudio de las estrellas.

Al observar el espectro, la luminosidad y el movimiento de una estrella en el espacio, los astrónomos pueden medir la masa, la edad, la metalicidad y muchas otras propiedades de una estrella. La masa total de una estrella es el principal factor que determina su evolución y destino final. Otras características, como el diámetro, la rotación, el movimiento y la temperatura, se pueden medir a lo largo de la evolución. Se puede utilizar un diagrama que describe la relación entre la temperatura y la luminosidad de muchas estrellas, conocido como diagrama de Hertz-Rubber (diagrama HR), para medir la edad y la etapa de evolución de una estrella.

Las estrellas nacen del colapso de nubes de gas dominadas por hidrógeno, con helio y trazas de otros elementos pesados. Una vez que el núcleo es lo suficientemente denso, parte del hidrógeno se puede convertir de manera estable en helio mediante el proceso de fusión nuclear [1]. El exceso de energía dentro de la estrella se transporta hacia afuera mediante una combinación de radiación y convección; la presión dentro de la estrella evita que la estrella colapse bajo su propia gravedad. Una vez que se agote el combustible de hidrógeno del núcleo, las estrellas con una masa de no menos de 0,5 masas solares [2] se expandirán hasta convertirse en gigantes rojas y, en algunos casos, los elementos químicos más pesados ​​se quemarán en el núcleo o en varias capas que rodean el núcleo. . Estas estrellas se desarrollarán hasta un estado degenerado, y parte del material reciclado en el entorno espacial interestelar aumentará la proporción de elementos positivos cuando nazca la próxima generación de estrellas [3].

Las estrellas no están distribuidas uniformemente en las galaxias. La mayoría de las estrellas se ven afectadas por la gravedad de las demás para formar cúmulos de estrellas, como estrellas binarias, estrellas triples o incluso cúmulos de estrellas, compuestos por decenas de miles a millones de. estrellas de grupos estelares. Cuando dos estrellas binarias orbitan muy cerca una de la otra, su fuerza gravitacional puede tener un impacto significativo en su evolución [4]. Por ejemplo, una estrella enana blanca adquiere gas del disco de acreción de su estrella compañera y se convierte en una nova. Formación: cuando el universo se desarrolla hasta un cierto período, el universo se llena de nubes de gas atómico neutro uniforme. Las grandes nubes de gas se vuelven inestables debido a su propia gravedad y colapsan. De esta forma la estrella entra en la etapa de formación. Al comienzo del colapso, la presión interna de la nube de gas es muy pequeña y el material acelera para caer hacia el centro bajo la acción de la autogravedad. Cuando la dimensión lineal de la materia se reduce en varios órdenes de magnitud, la situación cambia. Por un lado, la densidad del gas aumenta drásticamente, por otro lado, debido a la conversión parcial de la energía potencial gravitacional perdida en energía térmica. , la temperatura del gas también aumenta significativamente. Con un gran aumento, la presión de un gas es proporcional al producto de su densidad y temperatura. Por lo tanto, durante el proceso de colapso, la presión aumenta más rápidamente. Dentro del gas se forma rápidamente suficiente para competir con la autogravedad. Esta presión finalmente detiene el colapso gravitacional, estableciendo así una nueva configuración de equilibrio mecánico, llamada estrella en blanco.

El equilibrio mecánico de la base de la estrella es causado por el gradiente de presión interna que compite con la autogravedad, y la existencia del gradiente de presión depende de la desigualdad de la temperatura interna (es decir, la temperatura en la base de la estrella). El centro de la base de la estrella es más alto que el de la periferia), por lo que térmicamente, este es un sistema desequilibrado, y el calor fluirá gradualmente desde el centro. Esta tendencia natural hacia el equilibrio térmico tiene un efecto debilitante sobre la mecánica. Por lo tanto, la base de la estrella debe encogerse lentamente y su energía potencial gravitacional disminuye para aumentar la temperatura, restableciendo así el equilibrio mecánico; al mismo tiempo, la energía potencial gravitacional disminuye para proporcionar la energía necesaria para la radiación de la base de la estrella. Este es el principal mecanismo físico de la evolución de las estrellas en blanco.

La última observación descubrió la estrella S1020549

Ahora utilizaremos la teoría de la gravedad clásica para analizar a grandes rasgos este proceso. Considere un sistema de nube de gas esférico con densidad ρ, temperatura T y radio r. La energía de movimiento térmico del gas es: ET= RT= T

(1) Trate el gas como una sola unidad de gas atómico ideal. , μ es la masa molar, R es la constante universal de los gases

Para obtener la energía gravitacional, por ejemplo, de la bola de la nube de gas, imagina que la masa de la bola de deformación se mueve hasta el infinito poco a poco, y se eliminan todas las bolas. El trabajo realizado por la fuerza del campo es igual a -Ej.

Cuando la masa de la pelota es m y el radio es r, el trabajo realizado por la fuerza del campo durante la eliminación de dm de la superficie es:

dW=- =-G( )1/3m2/3dm

( 2) Entonces: -Eg=- ( )1/3m2/3dm= G( M5/3

Entonces: Eg=- (2),

La energía total de la nube de gas: E=ET EG (3)

La Nebulosa del Alma formará nuevos planetas

El movimiento térmico hace que el gas se distribuya uniformemente y la gravedad hace que el gas concéntrese ahora Cuando Egt; 0, domina el movimiento térmico y la nube de gas es estable, y las pequeñas perturbaciones no afectarán el equilibrio de la nube de gas cuando Elt 0, domina la gravedad, y las pequeñas perturbaciones de densidad causan desviaciones de la uniformidad; la gravedad aumenta cuando la densidad es grande, si es grande, la desviación se intensificará y el equilibrio se destruirá y el gas comenzará a colapsar. El radio crítico de contracción se obtiene de E≤0:

(4) La masa crítica correspondiente de la nube de gas es:

(5) La densidad de la nube de gas original es pequeña y la masa crítica es muy grande, por lo que se producen pocas estrellas individualmente, y la mayoría de ellos se producen juntos en cúmulos de estrellas. Los cúmulos de estrellas esféricos pueden contener 10 ^ 5 → 10 ^ 7 estrellas, que pueden considerarse producidas al mismo tiempo.

Sabemos: la masa del sol. : MΘ=2×10^33, el radio R=7×10^10, ponemos (2) y podemos obtener que el sol se ha reducido a su estado actual según la energía gravitacional liberada

<. p>La densidad de la estrella de la secuencia principal en el período estable aumenta durante el proceso de contracción. Sabemos que ρ∝r-3, por la fórmula (4), rc∝r3/2, por lo que rc es menor que r Más pequeño y más rápido. Parte de la nube de gas que se contrae alcanza el punto crítico en nuevas condiciones, y pequeñas perturbaciones pueden causar un nuevo colapso local. Si esto continúa, bajo ciertas condiciones, la gran nube de gas se contrae hasta convertirse en un condensado y se convierte en una protoestrella. adsorbiendo las nubes de gas circundantes, la temperatura de la superficie permanece sin cambios y la temperatura central continúa aumentando, lo que provoca diversas reacciones nucleares de temperatura, densidad y composición del gas para generar energía térmica y hacer que la temperatura aumente extremadamente. La presión del gas resiste la gravedad y se estabiliza. la protoestrella para convertirse en estrellas, la evolución de las estrellas comienza con las estrellas de la secuencia principal.

El Hubble observó dos superestrellas que arden violentamente

Los ingredientes de las estrellas son principalmente H y He. la temperatura supera los 104 K, es decir, la energía cinética térmica promedio de las partículas supera los 1 eV, los átomos de hidrógeno se ionizan completamente mediante colisión térmica (la energía de ionización del hidrógeno es 13,6 eV). Después de que la temperatura aumenta aún más, los núcleos de hidrógeno. y núcleos de hidrógeno en el gas plasma. La colisión puede provocar una reacción nuclear. Para los gases de hidrógeno puro a alta temperatura, la serie de reacciones nucleares más eficaz es la llamada cadena P-P:

La principal es la. Reacción 2D(p, γ) 3He con un contenido de D de solo 10 hidrógeno. Alrededor de -4, se quema rápidamente. Si hay más D que 3He al principio, el 3H generado por la reacción puede ser la principal fuente de 3He. en las primeras etapas de la estrella debido a la convección, este 3He que llega a la superficie de la estrella aún puede permanecer hasta ahora.

Li, Be, B y otros núcleos ligeros como D, tienen una energía de enlace muy baja. y el contenido es sólo de aproximadamente 2×10-9K de H. Cuando la temperatura central supera los 3×106K, comienzan a arder, provocando que (p, α ) y (p, α) reaccionen, convirtiéndose rápidamente en 3He y 4He. Cuando la temperatura central alcanza los 107 K y la densidad alcanza unos 105 kg/m3, el hidrógeno generado se convierte en He en el proceso 41H→4He. Se trata principalmente de los ciclos p-p y CNO. Contiene 1H y 4He al mismo tiempo provoca una reacción en cadena p-p, que consta de las siguientes tres ramas:

p-p1 (solo 1H) p-p2 (que contiene 1H y 4He) p-p3

O supongamos que las proporciones en peso de 1H y 4He son iguales. A medida que aumenta la temperatura, la reacción pasa gradualmente de p-p1 a p-p3,

Y cuando Tgt; 1,5×107K, el proceso de quema de H en la estrella puede pasar al ciclo CNO.

Cuando los elementos pesados ​​C y N se mezclan en las estrellas, pueden actuar como catalizadores para convertir 1H en 4He. Este es el ciclo del CNO. El ciclo del CNO tiene dos ramas:

O. La velocidad de reacción total depende de la relación de rama de reacción más lenta de 14N (p, γ) 15O, 15N (p, α) y (p, γ) que es de aproximadamente 2500:1.

Esta relación es casi independiente de la temperatura, por lo que uno de cada 2500 ciclos de CNO es CNO-2.

Durante la cadena pp y el ciclo CNO, el efecto neto es que H se quema para producir He:

De los 26,7 MeV de energía liberados, la mayor parte se consume para calentar e iluminar. la estrella, convirtiéndose en la principal fuente de estrellas.

Mencionamos anteriormente que la evolución de las estrellas comienza con la secuencia principal, entonces, ¿cuál es la secuencia principal? Cuando H se quema constantemente hasta convertirse en He, la estrella se convierte en una estrella de secuencia principal. Se descubrió que entre el 80 y el 90 por ciento de las estrellas son estrellas de secuencia principal. Su característica más común es que el hidrógeno arde en la región del núcleo. Sus luminosidades, radios y temperaturas de la superficie son diferentes. Más tarde se demostró que: La diferencia cuantitativa. entre las estrellas de la secuencia principal está principalmente su masa, seguida de su edad y composición química. Este proceso del sol dura unas decenas de millones de años.

La masa mínima observada de una estrella de secuencia principal es de aproximadamente 0,1M⊙. Los cálculos del modelo muestran que cuando la masa es inferior a 0,08 M⊙, la contracción de la estrella no alcanzará la temperatura de ignición del hidrógeno y, por lo tanto, no se puede formar una estrella de secuencia principal. Esto muestra que existe un límite de masa inferior para las estrellas de secuencia principal. La masa máxima observada de una estrella de secuencia principal es del orden de decenas de masas solares. Teóricamente, las estrellas con demasiada masa emiten una fuerte radiación y tienen violentos procesos energéticos internos, por lo que sus estructuras son más inestables. Pero, en teoría, no existe un límite superior absoluto para la calidad.

Al realizar análisis estadísticos sobre un determinado cúmulo de estrellas, la gente descubrió que existe un límite superior para las estrellas de la secuencia principal. ¿Qué significa esto? Sabemos que la luminosidad de las estrellas de la secuencia principal es función de la masa. Esta función se puede expresar por partes mediante una fórmula de potencia:

L∝Mν

donde υ no es una constante. su valor Probablemente entre 3,5 y 4,5. Una M grande refleja que hay más masa disponible para quemar en la estrella de la secuencia principal, mientras que una L grande refleja la combustión rápida. Por lo tanto, la vida útil de la estrella de la secuencia principal puede estar marcada aproximadamente por las marcas registradas de M y L:

T∝M- (ν-1)

Es decir, la vida útil de las estrellas de la secuencia principal disminuye según una ley de potencia a medida que aumenta la masa si la edad de todo el cúmulo de estrellas es. T, se puede calcular a partir de la relación entre T y M. Una masa de corte MT. Las estrellas de la secuencia principal con masas superiores a MT han finalizado la etapa de combustión de H en sus núcleos y no son estrellas de la secuencia principal. Por eso se observa que los cúmulos estelares compuestos por un gran número de estrellas de la misma edad tienen una masa superior. límite.

Ahora discutiremos la razón por la cual la mayoría de las estrellas observadas son estrellas de secuencia principal. La Tabla 1 se basa en la temperatura de ignición de la etapa de combustión constante (K) de 25 M⊙ y la temperatura del núcleo (g. cm-). 3). Tiempo (año)

H 4×107 4 7×106

He 2×108 6×102 5×105

C 7×108. 6×105 5×102

Ne 1.5×109 4×106 1

O 2×109 1×107 5×10-2

Si 3.5× 109 1× 108 3×10-3

La vida útil total de la etapa de combustión es 7,5×106

Las estrellas con masas pequeñas (como el sol) se expandirán al principio. En esta etapa, llamemos estrellas. La gigante roja luego colapsará y se convertirá en una enana blanca, luego en una enana negra y, finalmente, desaparecerá.

Composición química En masa, las estrellas se forman en una proporción aproximada de 70 partes de hidrógeno y 28 partes de helio, con pequeñas cantidades de otros elementos pesados. Como el hierro es un elemento muy común y sus líneas espectrales son fáciles de medir, las mediciones típicas de elementos pesados ​​se basan en la cantidad de hierro en la atmósfera de una estrella. Debido a que la abundancia de elementos pesados ​​en las nubes moleculares es estable y aumenta sólo a través de explosiones de supernova, medir la composición química de una estrella puede inferir su edad. La composición de los elementos pesados ​​también puede indicar si existen sistemas planetarios.