¿Cuál es el proceso de evolución de las estrellas? (Por ejemplo... enana blanca... agujero negro)Cuando el universo se desarrolla hasta cierto período, el universo se llena de nubes de gas atómico neutro uniformes, y las nubes de gas masivas colapsan debido a su propia gravedad. De esta forma, la estrella entra en la etapa de formación. En la etapa inicial del colapso, la presión dentro de la nube de gas es muy pequeña y el material acelera para caer hacia el centro bajo la acción de su propia gravedad. Cuando la linealidad de la materia se reduce en varios órdenes de magnitud, la situación es diferente. Por un lado, la densidad del gas aumenta espectacularmente. Por otro lado, dado que la energía potencial gravitacional perdida se convierte parcialmente en energía térmica, la temperatura del gas también aumenta considerablemente. La presión de un gas es proporcional al producto de su densidad y temperatura, por lo que la presión aumenta más rápido durante el colapso. De esta manera, dentro del gas se forma rápidamente un campo de presión lo suficientemente fuerte como para competir con la autogravedad. El equilibrio mecánico de la estrella en blanco es causado por el gradiente de presión interno y su propia gravedad, pero la existencia del gradiente de presión depende de la desigualdad de la temperatura interna (es decir, la temperatura en el centro de la estrella en blanco es mayor que la periferia), por lo que se trata de un desequilibrio en términos del sistema térmico, el calor irá saliendo gradualmente desde el centro. Esta tendencia natural del equilibrio térmico juega un papel debilitante en 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 necesaria para la radiación de la base de la estrella se obtiene reduciendo la energía potencial gravitacional; Este es el principal mecanismo físico de la evolución del blanco estelar. Analicemos brevemente este proceso utilizando la teoría de la gravedad clásica. Considere un sistema de nube de gas esférico con densidad ρ, temperatura T y radio r. La energía del movimiento térmico del gas es: ET = RT = T (1). El gas se considera un gas ideal de un solo átomo, μ. la masa molar y r es la constante universal de los gases. Para obtener la energía gravitacional, por ejemplo, de la bola de la nube de gas, imagine que la masa de la bola se mueve hacia el infinito poco a poco y el trabajo de la fuerza del campo es igual a -por ejemplo, cuando la masa de la bola es my. el radio es r, cuando se elimina la superficie dm, la fuerza del campo funciona :dW=- =-G( )1/3m2/3dm (2) Entonces: -Eg=- ()1/3m2/3dm= G( M5/3 Entonces: Eg=-(). Ahora ambos funcionan juntos. Cuando el punto E gt0, domina el movimiento térmico, la nube de gas es estable y las pequeñas perturbaciones no afectarán el equilibrio de la nube de gas cuando la temperatura e: es; 1,5 × 107K, el proceso por el que las estrellas queman H puede pasar al ciclo CNO cuando la estrella interactúa con el elemento pesado C. Después de mezclarlo con N, se puede usar como catalizador para convertir 1H en 4He. Este es el ciclo CNO. El ciclo de CNO tiene dos ramas: o la velocidad de reacción general depende de los más lentos 14N (p, γ) 15O, 15N (p, α) y (p, esta relación es casi independiente de la temperatura, por lo que uno de cada 2500 ciclos de CNO es CNO -2 En el proceso de cadena p-p y ciclo de CNO, el efecto neto es que H se quema para producir he: De los 26,7 MeV de energía liberados, una gran parte se consume para calentar e iluminar la estrella, convirtiéndose en la principal fuente de energía. la estrella. Mencionamos anteriormente que la evolución de las estrellas comienza desde la secuencia principal, entonces, ¿cuál es la secuencia principal? Cuando H se quema de manera estable en He, la estrella se convierte en la secuencia principal. Todas las estrellas son estrellas de la secuencia principal. Su característica común es que el hidrógeno se quema en la región del núcleo. Sus luminosidades, radios y temperaturas de la superficie son diferentes. Más tarde se demostró que la principal diferencia en el número de estrellas de la secuencia principal es la masa. es la edad y la composición química. El período orbital del sol es de aproximadamente 10 millones de años. La masa mínima observada de las estrellas de la secuencia principal es de aproximadamente 0,1 M⊙. Los cálculos del modelo muestran que cuando la masa es inferior a 0,08 M⊙, la estrella será. no se reducirá tanto como el hidrógeno La temperatura de ignición de la estrella de la secuencia principal no se formará, lo que indica que tiene un límite de masa más bajo para la estrella de la secuencia principal. En teoría, la masa de la estrella de la secuencia principal observada es de aproximadamente docenas de masas solares. , las estrellas con demasiada masa irradian con mucha fuerza. El proceso de energía interna es muy violento, por lo que la estructura es más inestable. Pero en teoría no existe un límite superior absoluto para la masa de un cúmulo de estrellas. es una función de la masa. Esta función se puede expresar por partes como L∝Mν, donde ν no es una constante y su valor es de aproximadamente 3,5 a 4,5.

M significa que la estrella de la secuencia principal tiene más masa para quemar, y L significa que se quema rápidamente, por lo que la vida útil de la estrella de la secuencia principal puede aproximarse mediante las marcas registradas de M y L: T∝M-(ν-1), es decir, la estrella de secuencia principal La vida útil disminuye según la ley de potencia a medida que aumenta la masa. Si la edad actual de todo el cúmulo es T, entonces la masa de corte MT se puede obtener a partir de la relación entre T y M. Las estrellas de la secuencia principal con masas mayores que MT reemplazan a las estrellas de la secuencia principal y finalizan la etapa de combustión del núcleo H, que es por qué se ha observado un gran número de la misma edad. La razón por la que existe un límite superior para los cúmulos de estrellas. Ahora analicemos por qué la mayoría de las estrellas observadas son estrellas de secuencia principal. Tabla 1 Temperatura de ignición (k), temperatura del núcleo (g cm-3) y duración (años) de la fase de combustión constante en base a 25M⊙. h 4×107 4 7×106 He 2×108 6×102 5×105 C 7×108 6×105 5 5×102 Ne 1.5×109 4×106 65448 Como se puede ver en la tabla, cuanto mayor es el número atómico , cuanto mayor es la temperatura de ignición, los núcleos más altos y más grandes no solo son difíciles de encender, sino que también se queman más violentamente después de la ignición, por lo que la duración de la combustión es más corta. En este modelo de evolución estelar 25M⊙ Tabla 1 25M⊙, la vida útil total de la estrella modelo en la etapa de combustión es de 7,5×106 años, y el tiempo por encima de 90 es la etapa de combustión de hidrógeno, es decir, la etapa de secuencia principal. Estadísticamente hablando, esto significa que es más probable encontrar estrellas en la secuencia principal. Ésta es la razón básica por la que la mayoría de las estrellas observadas son estrellas de secuencia principal. 2.3 Evolución posterior a la secuencia principal Dado que la formación de estrellas es el componente principal del hidrógeno y la temperatura de ignición del hidrógeno es más baja que la de otros elementos, la primera etapa de la evolución estelar es siempre la etapa de combustión del hidrógeno, es decir, la etapa de la secuencia principal. Durante la fase de secuencia principal, la distribución de presión y la distribución de temperatura de la superficie dentro de la estrella son estables, por lo que su luminosidad y temperatura de la superficie cambian sólo ligeramente a lo largo de la fase larga. Analicemos cómo evoluciona aún más una estrella después de quemar el hidrógeno de su núcleo. Después de que la estrella quema todo el hidrógeno de su núcleo, se apaga. En este momento, el área central es principalmente hidrógeno, que es un producto de la combustión. El material de la zona exterior es principalmente hidrógeno sin quemar. Una vez que el núcleo se cierra, la estrella pierde energía radiante, por lo que su contracción gravitacional es un factor clave. El final de una fase de combustión nuclear indica que todas las partes de la estrella están más frías que las temperaturas necesarias para encenderse allí. La contracción gravitacional eleva la temperatura de partes de la estrella, que es esencialmente la temperatura necesaria para encontrar la próxima ignición nuclear. La contracción gravitacional aumenta la temperatura de todas las partes de la estrella. La contracción gravitacional después de la secuencia principal enciende primero el helio no en la región del núcleo (su temperatura de ignición es demasiado alta), sino en la capa de hidrógeno entre el núcleo y la periferia. Después de que se enciende la capa de hidrógeno, el área del núcleo en este momento necesita pasar a través de la capa periférica de hidrógeno no quemado debido a la energía potencial gravitacional liberada por el área del núcleo y la energía nuclear liberada al quemar hidrógeno, y debe expandirse violentamente, haciendo que el medio La radiación es más transparente. La expansión de la capa de hidrógeno reduce la temperatura de la superficie de la estrella, por lo que se trata de un proceso en el que aumenta la luminosidad, aumenta el radio y se enfría la superficie. Este proceso es la transformación de una estrella de secuencia principal a gigante roja. Cuando este proceso avanza hasta cierto punto, la temperatura en el centro de la zona de hidrógeno alcanzará la temperatura de ignición del hidrógeno y luego pasará a una nueva etapa: la etapa de combustión de helio. Antes de que se produzca la ignición del helio en el centro de la estrella, la contracción gravitacional eleva su densidad al orden de 103 g·cm-3. En este momento, la presión del gas depende débilmente de la temperatura, por lo que la energía liberada por la reacción nuclear aumentará la temperatura, acelerando así la velocidad de la reacción nuclear. Una vez encendido, pronto arderá tan violentamente que explotará. ¿Este método de encendido se llama "flash"? "Entonces, en el fenómeno, se ve que la luminosidad de la estrella aumenta repentinamente a un nivel muy grande y luego vuelve a caer muy bajo. Por otro lado, cuando la gravedad se contrae, su densidad no puede alcanzar el orden de 103g·cm-3. En este momento, la presión del gas es proporcional a la temperatura. Cuando aumenta la temperatura de ignición, la presión aumentará y la zona de combustión nuclear se expandirá, y la expansión reducirá la temperatura, por lo que la combustión puede desarrollarse de manera estable. Por tanto, las dos condiciones de ignición tienen efectos diferentes en el proceso de evolución. ¿Cómo evolucionan las estrellas después de un destello de helio? El destello liberó tanta energía que probablemente destruyó todo el hidrógeno de las capas exteriores de la estrella, dejando sólo el núcleo de helio. La densidad de la región del núcleo de helio disminuye debido a la expansión y el helio puede arder normalmente en ella en el futuro. El producto de la combustión del helio es el carbono.