¿Qué pasará después de que Dayang se convierta en "etapa adulta"?
Después de que el Sol entre en la edad adulta, permanecerá estable durante 10 mil millones de años
Ahora el Sol ya está en la edad adulta (duró 5 mil millones de años)
5 mil millones Después de 10 años, el sol entrará en su vejez y se expandirá rápidamente, formando una estrella gigante roja que es 1.000 veces más brillante que lo que es hoy. Este proceso durará mil millones de años.
Diez años. más tarde, el sol colapsará y su tamaño se reducirá drásticamente, formando una estrella gigante roja que sólo tiene el tamaño de la Tierra. Una enana blanca de gran tamaño pero extremadamente densa. se convierte en una enana marrón y finalmente muere
El proceso de evolución de las estrellas
1. La formación de las estrellas
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Cuando el universo se desarrolla hasta Durante un cierto período, el universo se llena de nubes de gas atómico neutro y uniforme. Las nubes de gas de gran volumen se vuelven inestables y colapsan debido a su propia gravedad. 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 cambia 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, que se llama falla estelar.
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.
A continuación 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 del movimiento térmico del gas es:
ET= RT= T
(1) Trate el. gas como un solo gas atómico ideal, μ es la masa molar, R es la constante universal del gas
Para obtener la energía gravitacional, por ejemplo, de la bola de la nube de gas, imagine que la masa de la bola de deformación es 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 -Eg. Cuando la masa de la pelota es m y el radio es r, la fuerza del campo sí funciona al retirar dm de la superficie:
dW=- =-G( )1/3m2/3dm
( 2) Entonces: -Eg=- ( )1/3m2/3dm= G( M5/3
Entonces: Eg=- (2),
El total energía de la nube de gas: E=ET+EG (3)
El movimiento térmico hace que el gas se distribuya uniformemente y la gravedad hace que el gas se concentre. Cuando E>0, el movimiento térmico domina y la nube de gas es. estable, las pequeñas perturbaciones no afectarán el equilibrio de las nubes de gas; cuando E<0, la gravedad domina, las pequeñas perturbaciones de la densidad producen desviaciones de la uniformidad y la gravedad aumenta donde la densidad es alta, intensificando las desviaciones y destruyendo el equilibrio, y el gas comienza a colapso. El radio crítico para la 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 pequeño y la masa crítica es muy pequeña. Por lo tanto, pocas estrellas se producen solas y la mayoría se producen juntas en cúmulos de estrellas esféricos que pueden contener 105 → 107 estrellas, que se pueden considerar producidas al mismo tiempo.
Sabemos: La masa del sol: MΘ=2×1033, radio R=7×1010, la llevamos a (2) y podemos hacer que la energía gravitacional liberada por el sol se reduzca a. su estado actual
La luminosidad total del sol L=4×1033erg .s-1 Si este resplandor se mantiene por gravedad como fuente de energía, entonces la duración es:
Muchos Las pruebas muestran que el Sol ha mantenido estable su estado actual durante 5×109 años. Por lo tanto, la fase de estallido estelar sólo podría ser una breve fase de transición antes de que el Sol alcanzara un estado estable como el actual.
Esto plantea una nueva pregunta: ¿Cómo se detiene la contracción gravitacional de la estrella en blanco? ¿Qué utiliza la radiación solar como fuente de energía después de eso?
2.2 En la etapa estelar de la secuencia principal, la densidad aumenta durante el proceso de contracción. Sabemos que ρ∝r-3, por la ecuación (4), rc∝r3/2, por lo que rc disminuye más rápido que r. , una parte de la nube de gas que se está reduciendo alcanza su punto crítico en nuevas condiciones y pequeñas perturbaciones pueden provocar un nuevo colapso local. Si esto continúa, bajo ciertas condiciones, una gran nube de gas se contrae hasta convertirse en un condensado y se convierte en una protoestrella. La protoestrella continúa encogiéndose después de absorber las nubes de gas circundantes. La temperatura de la superficie permanece sin cambios y la temperatura del núcleo continúa aumentando, provocando cambios de temperatura. , densidad y composición del gas. Diversas reacciones nucleares. La generación de energía térmica hace que la temperatura aumente extremadamente y la presión del gas resiste la gravedad para estabilizar la protoestrella y convertirse en una estrella. La evolución de las estrellas comienza con las estrellas de la secuencia principal.
La mayoría de los componentes de las estrellas son H y He. Cuando 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 colisión térmica). La energía de ionización del hidrógeno es 13,6 eV), después de que la temperatura aumenta aún más, la colisión de los núcleos de hidrógeno en el gas plasma puede provocar una reacción nuclear. Para gases de hidrógeno puro a alta temperatura, la serie de reacciones nucleares más efectiva es la llamada cadena P-P:
La principal es la reacción 2D(p,γ)3He. El contenido de D es sólo de aproximadamente 10-4 de hidrógeno y se quema rápidamente. Si al principio hay más D que 3He, 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 el momento.
Li, Be, B y otros núcleos ligeros tienen una energía de enlace muy baja como el D, y su contenido es sólo de unos 2×10-9K de H. Cuando la temperatura central supera los 3×106K, comienzan a arder, provocando que (p, α ) reaccione con (p,α) y rápidamente se convierta 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 (contiene 1H y 4He al mismo tiempo) p -p3
O supongamos que las proporciones de peso de 1H y 4He son iguales. A medida que aumenta la temperatura, la reacción pasa gradualmente de p-p1 a p-p3.
Cuando T>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. total La velocidad de reacción depende del 14N(p,γ)15O más lento, y la relación de rama de reacción (p,α) y (p,γ) de 15N 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 la secuencia principal. estrellas. 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 la estrella de la secuencia principal disminuye según la ley de potencia a medida que aumenta la masa si la edad de todo el cúmulo estelar. 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
Él 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
El modelo de evolución en estrella enumera las temperaturas de ignición de varios elementos y la duración de la combustión. . En la tabla se puede ver que el núcleo con un número atómico grande tiene una temperatura de ignición más alta. El núcleo más grande no solo es difícil de encender, sino que también arde más violentamente después de la ignición, por lo que la combustión dura menos tiempo. En este modelo de evolución de estrellas 25M⊙ Tabla 1 25M⊙, la vida útil total de la etapa de combustión de la estrella modelo es de 7,5 × 106 años, y más del 90% del tiempo es la etapa de combustión de hidrógeno, es decir, la etapa de secuencia principal. Estadísticamente hablando, esto sugiere que las probabilidades de encontrar una estrella en la secuencia principal son mayores. Ésta es la razón básica por la que la mayoría de las estrellas observadas son estrellas de secuencia principal.
2.3 Evolución post-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 es siempre la quema del hidrógeno. Etapa, es decir, la etapa de secuencia principal. Durante la etapa de secuencia principal, la estrella mantiene una distribución estable de presión y temperatura superficial dentro de la estrella, por lo que durante la etapa larga, su luminosidad y temperatura superficial solo cambian ligeramente. A continuación, analizamos cómo evolucionará la estrella después de que se queme el hidrógeno del núcleo de la estrella.
Después de que la estrella quema el hidrógeno en el área del núcleo, se apaga. En este momento, el área del núcleo es principalmente hidrógeno, que es el producto de la combustión. El material en el área exterior está principalmente sin quemar. Después de que el área del núcleo se queme, la estrella sin la energía de la radiación tendrá una contracción gravitacional, que es un factor clave. El final de una fase de combustión nuclear indica que la temperatura en todas partes de la estrella ha caído por debajo de la temperatura necesaria para provocar la ignición allí. La contracción gravitacional aumentará la temperatura en todas partes de la estrella. En realidad, esto es la búsqueda de la próxima ignición nuclear. La contracción gravitacional después de la secuencia principal no encenderá primero el helio en la región del núcleo (su temperatura de ignición es demasiado alta), sino el núcleo y la periferia. Entre la capa de hidrógeno, después de que se enciende la capa de hidrógeno, el área del núcleo está en un estado de alta temperatura, pero todavía no hay energía nuclear y continuará reduciéndose. En este momento, debido a la energía potencial gravitacional liberada en la región central y la energía nuclear liberada por el hidrógeno en llamas, la capa de hidrógeno que no quema en la periferia debe expandirse violentamente, es decir, la radiación del medio se vuelve más transparente. La expansión de la capa de hidrógeno reduce la temperatura de la superficie de la estrella, por lo que este es un proceso en el que la luminosidad aumenta, el radio aumenta y la superficie se enfría. Este proceso es la transición de la estrella de la secuencia principal a la gigante roja. Cuando el proceso avanza hasta cierto punto, la región del hidrógeno La temperatura en el centro alcanzará la temperatura de ignición del hidrógeno y luego pasará a una nueva etapa: la etapa de combustión del helio.
Antes de que se produzca la ignición del helio en el centro de la estrella, la gravedad se contrae hasta que su densidad alcanza el orden de 103g.cm-3. En este momento, la presión del gas depende muy débilmente de la temperatura. , entonces la energía liberada por la reacción nuclear La temperatura aumentará y el aumento de temperatura a su vez aumentará la velocidad de la reacción nuclear. Una vez encendido, pronto arderá tan violentamente que explotará. Este método de ignición se llama "flash". ", por lo que en el fenómeno verás que la luminosidad de la estrella aumenta repentinamente a un nivel muy alto, y luego cae a un nivel muy bajo.
Por otro lado, cuando la gravedad se contrae, su densidad no disminuye. alcanzar el nivel de 103g.cm-3. La presión del gas es proporcional a la temperatura. Cuando aumenta la temperatura de ignición, la presión aumenta y la zona de combustión nuclear se expande. La expansión hace que la temperatura disminuya, por lo que se puede realizar la combustión. proceder de manera estable. Por lo tanto, el impacto de estas dos condiciones de ignición en el proceso de evolución es diferente.
¿Cómo evoluciona una estrella después de un "flash de helio"? ¿El flash libera una gran cantidad de energía? para eliminar el hidrógeno en la capa exterior de la estrella, dejando atrás el núcleo de helio. La densidad del área del núcleo de helio se reduce debido a la expansión y el helio puede arder normalmente en él. El producto de la combustión del helio es carbono. El helio se quema, la estrella tendrá una capa de helio en el área del núcleo de carbono, debido a que la masa restante es demasiado pequeña para alcanzar la temperatura de ignición del carbono, por lo que finaliza la evolución de la combustión del helio y se produce la muerte térmica.
Dado que el colapso gravitacional está relacionado con la masa, las estrellas con diferentes masas están evolucionando. Hay una diferencia
M<0.08M⊙: el hidrógeno no puede encenderse, morirá directamente. sin etapa de combustión de helio
0.08 0.35 2.25 En la etapa inicial de la reacción del He, cuando la temperatura alcanza el nivel de 108 K, se producen 13 C y 17 O. El ciclo de CNO puede reaccionar con 4He en nuevas reacciones (α, n) para formar 16O y 20Ne. Después de que continúa la reacción de He, después de un largo tiempo, 20Ne(p,γ) 21Na(β+,ν) 21Na en 21Na y 22Ne se forman por. El 14N que absorbe dos 4He puede sufrir una reacción (α,n) para formar 24Mg y 25Mg, etc. Estas reacciones sirven como fuentes de energía. No es importante, pero los neutrones emitidos pueden provocar reacciones nucleares de neutrones. Una vez completada la reacción, cuando la temperatura central alcanza los 109K, comienzan a ocurrir las reacciones de combustión de C, O y Ne, que son principalmente reacciones C-C, reacciones O-O y Reacciones γ, α de 20Ne: 8→10M⊙< Estrellas M: hidrógeno, helio, carbono, oxígeno, neón y silicio pueden arder normalmente paso a paso. Finalmente, se forma un área central en el centro que no puede liberar energía. Fuera del área central hay varias capas de elementos de hidrógeno que pueden arder pero no quemarse. Al final de la etapa de combustión nuclear, toda la estrella presenta una estructura en capas (Fe, Si, Mg, Ne, O, C, He, H) desde el interior hacia el exterior. 2.4 El fin de las estrellas Ahora ya sabemos que las estrellas con una masa inferior a 8→10M⊙ terminarán su vida porque no pueden alcanzar la siguiente etapa y la ignición. temperatura. Etapa de combustión nuclear; para una estrella más masiva, terminará su etapa de combustión nuclear después de que la región central se quede sin combustible. Después de eso, ¿cuál es el destino final de la estrella? Para quemarse, la estrella debe sufrir una contracción gravitacional, porque la presión dentro de la estrella para mantener el equilibrio mecánico está relacionada con su temperatura. Por lo tanto, si la estrella está en una configuración de equilibrio "final", debe estar en una configuración de equilibrio "frío", es decir, su presión es independiente de su temperatura. Núcleo de estrella de secuencia principal H Después. Agotamiento, la salida de la secuencia principal inicia su recorrido final. El resultado depende principalmente de la calidad. Para estrellas con masas muy pequeñas, la autogravedad dentro del objeto no es importante debido a su pequeña masa. El equilibrio dentro del sólido se logra mediante la atracción neta de Coulomb entre iones positivos y negativos y la presión entre electrones. Cuando la masa de la estrella aumenta y la autogravedad no se puede ignorar, entonces la autogravedad aumenta la densidad interna y la presión. El aumento de presión hace que el material experimente ionización por presión, que gradualmente. se convierte en un electrolito sólido. El confinamiento se rompe y la transición es a plasma gaseoso. Aumentar la masa, es decir, aumentar la densidad. En este momento, la presión no tiene nada que ver con la temperatura, alcanzando así una configuración de equilibrio "frío" La energía cinética de los electrones en el plasma es lo suficientemente grande como para provocar la desintegración beta. dentro del material: Aquí p es el protón en el núcleo. Tal reacción cambiará gradualmente el núcleo atómico en el cuerpo de iones negativos en un núcleo rico en neutrones cuando la densidad alcance 108 g.cm-3. Habrá demasiados neutrones en el núcleo, lo que dará como resultado una estructura nuclear suelta. Cuando la densidad supera los 4×1011g.cm-3, los neutrones comienzan a separarse del núcleo y se convierten en neutrones libres. entre neutrones. Si cuando aumenta la masa, la presión entre el gas de neutrones ya no puede resistir la autogravedad del material y se forma un agujero negro. Sin embargo, debido a las etapas posteriores a la evolución de la mayoría de las estrellas, la masa es menor que su. masa inicial, como viento estelar, "flash de helio", explosión de supernova, etc., harán que la estrella pierda un gran porcentaje de su masa. Por lo tanto, el destino de la estrella no puede juzgarse por su masa inicial. Depende del proceso de evolución. Entonces podemos sacar esta conclusión. Las estrellas por debajo de 8→10M⊙ eventualmente pierden parte o la mayor parte de su masa y se convierten en enanas blancas. Las estrellas por encima de 8→10M⊙ eventualmente se convertirán en estrellas de neutrones o agujeros negros debido al colapso gravitacional del núcleo de la estrella. 3. Finalizando El rango de masa estelar observado actualmente es 0,1→60M⊙. Los objetos con una masa inferior a 0,08M⊙ no pueden alcanzar la temperatura de ignición. Por tanto, si no emite luz, no puede convertirse en estrella. La temperatura central de los cuerpos celestes con una masa superior a 60 M⊙ es demasiado alta e inestable y aún no se ha descubierto. A través de la discusión, podemos entender en general el proceso de evolución de las estrellas, que pasa principalmente por: nube de gas → etapa de colapso → etapa estelar de secuencia principal → etapa posterior a la secuencia principal → etapa final. Esto es de gran importancia para nuestra mayor comprensión de la evolución estelar. Mirando el cielo nocturno desde la tierra, el universo es un mundo de estrellas. La distribución de las estrellas en el universo es desigual. Desde el día en que nacieron, se han reunido en grupos, se han reflejado entre sí y han formado estrellas binarias, cúmulos de estrellas y galaxias... Las estrellas son planetas en llamas. En términos generales, las estrellas son relativamente grandes en tamaño y masa. Sólo porque están tan lejos de la Tierra la luz de las estrellas parece tan débil. Los antiguos astrónomos creían que la posición de una estrella en el cielo estrellado era fija, por eso la llamaron "Xingxing", que significa "estrella eterna". Pero hoy sabemos que se mueven constantemente a gran velocidad. Por ejemplo, el Sol mueve todo el sistema solar alrededor del centro de la Vía Láctea. Pero otras estrellas están tan lejos de nosotros que apenas podemos detectar cambios en sus posiciones. Las estrellas tienen capacidades fuertes o débiles para emitir luz. En astronomía, está representado por "luminosidad". La llamada "luminosidad" se refiere a la potencia irradiada en forma de luz desde la superficie de la estrella. Las temperaturas de la superficie de las estrellas también varían de altas a bajas. En términos generales, cuanto más baja es la temperatura de la superficie de una estrella, más roja es su luz; cuanto mayor es la temperatura, más azul es su luz. Cuanto mayor es la temperatura de la superficie, mayor es el área de la superficie y mayor es la luminosidad. Del color y la luminosidad de las estrellas, los científicos pueden extraer mucha información útil. Históricamente, 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, establecieron la relación de evolución estelar conocida como "diagrama de Hertz-Router" y revelaron 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, más del 90% de las 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. Las estrellas nacen del polvo interestelar en el espacio (los científicos las llaman vívidamente "nebulosas" o "nubes interestelares"). La "juventud" de una estrella es la etapa dorada más larga de su vida: la etapa de la secuencia principal, que representa el 90% de toda su vida. Durante este tiempo, la estrella brilla y se calienta con una luminosidad casi constante, iluminando el espacio circundante. Después de esto, la estrella se volverá turbulenta y se convertirá en una gigante roja; luego, la gigante roja completará toda su misión en una explosión, expulsando la mayor parte de su material de regreso al espacio. ser una enana blanca, una estrella de neutrones o incluso un agujero negro... De esta forma, la estrella sale de la nebulosa y regresa a la nebulosa, completando su gloriosa vida. Las hermosas estrellas siempre serán la vista más hermosa del cielo nocturno.