¿Cuáles son algunos datos científicos astronómicos sobre las estrellas?
Las estrellas están compuestas de gas caliente. Son objetos esféricos o esféricos que pueden emitir luz propia. Debido a que las estrellas están demasiado lejos de nosotros, es difícil detectar sus cambios de posición en el cielo sin la ayuda de herramientas y métodos especiales, por lo que los antiguos las consideraban estrellas fijas. El Sol, la estrella principal de nuestro sistema solar, es una estrella.
1.1 Evolución Estelar
Estructura Estelar Las estrellas son planetas gaseosos. En una noche clara y sin luna, en una zona sin contaminación lumínica, una persona promedio puede ver más de 6.000 estrellas a simple vista. Con un telescopio se pueden ver cientos de miles o incluso millones de ellos. Se estima que la Vía Láctea contiene aproximadamente entre 15 y 200 mil millones de estrellas. Dos características importantes de una estrella son la temperatura y la magnitud absoluta. Hace unos 100 años, Einar Hertzsprung de Dinamarca y Henry Norris Russell de Estados Unidos dibujaron un diagrama para descubrir si existía una relación entre la temperatura y el brillo. Esto se llama diagrama de Hertz-Rubber o diagrama H-R. En el diagrama H-R, la mayoría de las estrellas forman una región diagonal, conocida en astronomía como secuencia principal. En la secuencia principal, a medida que aumenta la magnitud absoluta de una estrella, también aumenta la temperatura superficial de la evolución de la estrella. Más de 90 estrellas pertenecen a la secuencia principal, y el sol también es una de ellas. Las estrellas gigantes y supergigantes se encuentran en el lado derecho del diagrama H-R. Aunque la temperatura de la superficie de la enana blanca es alta, no es muy brillante, por lo que solo está en la parte media e inferior de la imagen.
1.2 Evolución Estelar
Los cambios continuos de una estrella durante su vida (el período de luminiscencia y generación de calor). La esperanza de vida varía según el tamaño de la estrella. La evolución de las estrellas individuales no se puede observar completamente porque estos procesos pueden ser demasiado lentos para ser detectados. Por ello, los astrónomos observan muchas estrellas en diferentes etapas de su vida 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, el color y la luminosidad. El sistema estelar-Herodoto estableció una relación de evolución estelar llamada "Herodoto" y reveló los secretos de la evolución estelar. En "Herro-Roto", desde el área de alta temperatura y luz intensa en la parte superior izquierda hasta el área de baja temperatura y luz débil en la parte inferior derecha, hay un área estrecha y densa en estrellas, incluido nuestro sol; La secuencia se llama secuencia principal y más de 90 estrellas se concentran en la secuencia principal. Encima de la región de secuencia principal están las regiones gigante y supergigante; en la parte inferior izquierda está la región de la enana blanca.
1.3 Formación de estrellas
Cuando el universo se desarrolla hasta un 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.
La última observación descubrió la estrella S1020549. Discutimos brevemente este proceso usando la teoría de la gravedad clásica. Considere un sistema de nube de gas esférico con densidad ρ, temperatura T y radio r. La energía cinética térmica del gas es: ET= RT= T (1) Trate el gas como un gas ideal de un solo átomo, μ es la masa molar. , y r es la masa general del gas.
Para obtener la energía gravitacional, por ejemplo, de la bola de la nube de gas, imagine que la masa de la bola curva 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 m. , el radio es r, y se elimina dm de la superficie, Trabajo realizado por la fuerza del campo: 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 un nuevo planeta. El movimiento térmico hará que el gas se distribuya uniformemente. y la gravedad hará que el gas se concentre. Cuando el punto E gt0, el movimiento térmico domina. La nube es estable y las pequeñas perturbaciones no afectarán el equilibrio de la nube de gas cuando e
1.4 Estabilidad estelar; Período
durante la contracción de la estrella de secuencia principal, sabemos que ρ∝r-3 aumenta según la ecuación (4), rc ∝ R3/2, por lo que rc disminuye más rápido que R, y un pequeño. la perturbación en una parte de la nube de gas que se contrae puede causar un nuevo colapso local, la gran nube de gas se contrae hasta convertirse en un condensado y se convierte en una protoestrella. Después de absorber la nube de gas circundante, la protoestrella continúa contrayéndose, la temperatura de la superficie permanece sin cambios y. la temperatura del núcleo continúa aumentando, provocando diversas reacciones nucleares en la temperatura, la densidad y la composición del gas. La energía térmica hace que la temperatura aumente extremadamente y la presión del gas resiste la gravedad para estabilizar la protoestrella en una estrella. comienza con la estrella de secuencia principal
Hubble observó que la mayoría de los componentes de las dos superestrellas en llamas son H. y él cuando la temperatura supera los 104 K, es decir, cuando la energía cinética térmica promedio de. Cuando las partículas alcanzan más de 1ev, los átomos de hidrógeno se ionizan completamente mediante colisión térmica (la energía de ionización del hidrógeno es 13,6eV). Después de que la temperatura aumenta aún más, los núcleos de hidrógeno en el gas de plasma se vuelven más pequeños. Las colisiones entre ellos pueden provocar reacciones nucleares. Para el gas de hidrógeno puro a alta temperatura, la serie de reacciones nucleares más efectiva es la llamada cadena P-P, entre las cuales la reacción 2D (p, γ) 3He es la principal. El contenido de D es solo aproximadamente 10-4 de hidrógeno. , que es muy pequeño y se quemará pronto.
Si el contenido de D es mayor que 3He al principio, entonces el 3H generado por la reacción puede ser la fuente principal de 3He en la etapa inicial. La energía de unión de núcleos ligeros como Li, Be y B es tan baja como la de D, y el contenido es tan bajo como el 3He que llega a la superficie de la estrella debido a la convección. solo alrededor de 2×10-9K de h. Cuando la temperatura central excede los 3×106K, comienzan a arder, provocando la reacción (p, α) y (p, α), rápidamente se convierten en 3He y 4He. Cuando la temperatura central alcanza los 107K. y la densidad alcanza aproximadamente 105 kg / m3, el hidrógeno generado se convierte en el proceso 41H → 4He de he. Esta es principalmente la cadena P-p y CNO. La reacción de la fórmula ocurre cuando 1H y 4He están contenidos al mismo tiempo, y consta de las siguientes tres ramas: p-p1 (solo 1H) p-p2 (1H y 4He existen al mismo tiempo) P-P3 O suponiendo que la relación de peso de 1H y 4He es igual, ya que A medida que aumenta la temperatura, la La reacción pasa gradualmente de p-p1 a p-p3, y cuando T >: la temperatura es 1,5 × 107 K, el proceso de quema de estrellas H puede pasar al ciclo CNO.
Cuando las estrellas se mezclan con elementos pesados C y N, pueden servir como catalizadores para convertir 1H en 4He. Este es el ciclo del CNO. El ciclo de CNO tiene dos ramas: o la velocidad de reacción total depende de las más lentas 14N (p, γ) 15O, 15N (p, α) y (p,
Esta relación es casi independiente de la temperatura, por lo que 2500 Uno de los ciclos de CNO es CNO-2. Durante la cadena p-p y el ciclo de CNO, el efecto neto es que H se quema para producir él. La mayor parte de la energía de 26,7 MeV liberada se consume para calentar e iluminar la estrella y convertirse en energía estelar. La fuente principal.
Mencionamos anteriormente que la evolución de las estrellas comienza a partir de la secuencia principal, entonces, ¿cuál es la secuencia principal? Cuando H se quema de manera estable en He, la estrella se convierte en una estrella de secuencia principal 90. Las estrellas son estrellas de la secuencia principal. Su característica común es que el hidrógeno se quema en la región central y 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 es principalmente la masa, seguida de la edad y. Composición química. El período orbital del Sol es de unos 10 millones de años.
La masa mínima de una estrella de secuencia principal observada es de aproximadamente 0,1 M.
Los cálculos del modelo muestran que cuando la masa es inferior a 0,08 M, la contracción de la estrella no puede alcanzar la temperatura de ignición del hidrógeno, por lo que no se formará una estrella de secuencia principal, lo que indica que tiene un límite de masa inferior para las estrellas de secuencia principal. La masa máxima observada de una estrella de secuencia principal es de unas pocas docenas de masas solares. Teóricamente, una estrella con demasiada masa irradia con mucha fuerza y 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 de calidad.
Durante el análisis estadístico de un cúmulo de estrellas, se descubrió que existe un límite superior para las estrellas de la secuencia principal. ¿Qué quiere decir esto? Sabemos que la luminosidad de las estrellas de la secuencia principal es función de la masa, que se puede expresar en partes usando una fórmula de potencia: L∝Mν. donde υ no es una constante, 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 discutiremos por qué la mayoría de las estrellas observadas son estrellas de secuencia principal. Tabla 1 Temperatura de ignición (k) temperatura central (g cm-3) duración (años) basada en 25M etapa de combustión constante H: 4×107 4 7×106. Ho: 2×108 6×102 5×105 C: 7×108 6×105 5×102. ne: 1,5×109 4×106.si: 3,5×109 1×108 3×10-3 La vida útil total de la etapa de combustión es 7,5×106.
Los modelos de evolución estelar enumeran las temperaturas de ignición y la duración de la combustión de varios elementos. Como puede verse en la tabla, los núcleos con números atómicos grandes tienen temperaturas de ignición más altas, y los núcleos con Z más grandes no solo son difíciles de encender, sino que también arden más violentamente después de la ignición, por lo que la duración de la combustión es más corta. Este modelo de evolución de estrellas de 25M Tabla 1 25M muestra que la vida útil total de la estrella modelo en la etapa de combustión es 7,5 × 106, y más del 90% del tiempo transcurre en 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.
Antiguas 1,5 estrellas
Evolución posterior a la secuencia principal Dado que el componente principal de la formación estelar es el hidrógeno, y la temperatura de ignición del hidrógeno es más baja que la de otros elementos, la primera etapa de la evolución estelar siempre es hidrógeno. La etapa de combustión es la etapa de 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 del núcleo es principalmente helio, un producto de la combustión, y el material en el área periférica 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-3-3.
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 ignición se llama "flash de helio", por lo que es fenomenal.
Por otro lado, cuando la gravedad se contrae, su densidad no puede alcanzar el orden de 103g. cm-3-3. 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. Después de que el helio se extinga, la estrella tendrá una capa de helio en la región del núcleo de carbono. Debido a que la masa restante es demasiado pequeña para alcanzar la temperatura de ignición del carbono, finaliza la evolución de la combustión del helio y se dirige hacia la muerte térmica.
Debido a que el colapso gravitacional está relacionado con la masa, las estrellas de diferentes masas evolucionan de manera diferente. Estrella M lt0.08M: el hidrógeno no se puede encender y morirá directamente sin la etapa de combustión de helio. 0,08 ltM lt0,35M Estrella: Puede encender el hidrógeno. Una vez extinguido el gas hidrógeno, la zona nuclear de hidrógeno no alcanzará la temperatura de ignición, finalizando así la etapa de combustión nuclear. Estrella 0,35 ltM lt2,25M: Su característica principal es que el helio se encenderá y se producirá un "destello de helio". Estrella lt4M de 2,25 ltM: el helio puede arder normalmente después de la extinción del hidrógeno, pero el carbono no puede alcanzar la temperatura de ignición después de la extinción. La reacción aquí es: en la etapa inicial de la reacción de he, cuando la temperatura alcanza el nivel de 108 K, el 13 C y el 17 O producidos por el ciclo de CNO pueden reaccionar con 4 he para formar 16 O y 20 Ne. Después de la reacción de He durante un tiempo más largo, 20 NE. (P, ν) 21Na y 14N 21Na Estas reacciones no son importantes como fuentes de energía, pero los neutrones liberados pueden producir reacciones nucleares de neutrones. 4 ltM lt8→10M estrellas, este es un rango poco claro. Tal vez el carbono no pueda encenderse, tal vez se produzca un "flash de carbono", tal vez pueda arder normalmente, porque la temperatura final del núcleo ya es muy alta y algunos factores sensibles, como la pérdida de energía de los neutrinos, hacen que la situación sea borrosa. Después de la reacción, cuando la temperatura central alcanza los 109K, comienzan las reacciones de combustión de C, O y NE, principalmente reacción C-C, reacción O-O y 20Ne: 8 → 10m γ, reacción α