"El sol dejará un diamante del tamaño de la Tierra". El astrónomo Mikhail Lisakov - sobre la evolución de las estrellas

Hay muchos mitos que los astrónomos suelen encontrar. Por ejemplo, muchos están seguros de que Júpiter algún día puede convertirse en una estrella. Y cada estrella explotará al final de su vida.

Físico y astrónomo Mikhail Lisakov dijo en el foro "Científicos vs. Mitos", qué camino de vida sigue cada estrella. También aclaró lo que sucederá con nuestro Sol al final de la evolución y explicó por qué el oro es un metal cósmico. Este foro está organizado porANTROPOGENESIS.RU"- publicó un video en su Canal de Youtube. Y Lifehacker resumió la conferencia.

¿Qué cuerpo celeste se puede considerar una estrella?

Hay una formulación frívola: una estrella es un objeto del que vemos rayos.

En realidad, esto no es realmente una broma. Si miramos fotografías del espacio tomadas con telescopios, veremos nubes de niebla y puntos brillantes. Pequeñas motas de niebla son galaxias. Los puntos luminosos con varios rayos son estrellas.

El sistema óptico de un telescopio moderno está diseñado de tal manera que cuando la luz se refracta en una foto, en realidad aparecen rayos en las estrellas. Pero en los antiguos mapas del cielo, cuando no existían tales telescopios, la gente representaba las estrellas de la misma manera.

Para entender cuál es el secreto, los científicos realizaron un pequeño estudio. Iluminaron los ojos de las personas con una fuente pequeña pero brillante y tomaron fotografías retina. Resultó que todos los sujetos en la retina produjeron imágenes muy similares. Es decir, un centro claro y una nube de líneas finas que se cruzan en este punto. Así es: las estrellas son cuerpos celestes brillantes que tienen rayos.

Y ahora en serio. Entender en qué se diferencia una estrella de otro espacio objetosEchemos un vistazo a su centro. Hay un núcleo en el que está ocurriendo continuamente una reacción termonuclear. Como resultado, los elementos livianos se vuelven más pesados ​​y se libera energía debido a esta transición. Se transfiere a las capas exteriores de la estrella. Por ejemplo, mezclando grandes masas de materia. Este proceso parece hirviendo agua en una cacerola. Así es como vemos la superficie de nuestro Sol.

Una reacción termonuclear continua es la principal característica distintiva de una estrella.

Para tal fusión, es necesario acercar mucho las partículas con carga positiva, los protones. Para apoyar este proceso, se necesitan temperaturas y presiones muy altas. Y como resultado de la reacción, se obtiene un átomo de helio a partir de dos átomos de hidrógeno o cuatro protones.

Pero se sabe que cuatro protones pesan más que este átomo. Por lo tanto, debe comprender dónde va la diferencia.

Si chocan tres átomos de helio, se forma un átomo de carbono como resultado de la fusión termonuclear. Pero esto requiere una temperatura aún más alta. Sin embargo, el proceso tampoco se detiene en el carbono. Luego comienza a sintetizarse oxígeno, luego magnesio. Y así sucesivamente hasta el hierro. La síntesis de elementos más pesados ​​en el núcleo de una estrella ya no se sostiene espontáneamente. Necesita energía adicional del exterior.

Existe el mito de que Júpiter también tuvo que convertirse en estrella, como Sol, pero algo sucedió y salió mal. Esto es un mito, porque la masa de este planeta no es suficiente para soportar una reacción termonuclear constante. La temperatura y la presión no serán lo suficientemente altas. Por lo tanto, Júpiter puede convertirse en una estrella solo bajo una condición: aumentará su masa unas 15 veces. Pero esto es imposible.

¿Cómo son las estrellas?

Si miras el cielo nocturno en un día despejado, puedes ver diferentes tipos de estrellas:

• Brillante o tenue. Solía ​​pensarse que cuanto menos visible estrellas simplemente están más lejos de nosotros. Pero luego los astrónomos aprendieron a medir distancias a objetos espaciales. Y descubrieron que el brillo de las luminarias no depende de su distancia, sino de su poder. Para algunas estrellas, este parámetro es mayor que para otras.
• Multicolor: azul, amarillo, rojizo, blanco. Los diferentes tonos de estrellas tampoco son una ilusión. Cada uno de ellos tiene su propia temperatura de radiación.

Los científicos han construido un gráfico donde el eje horizontal es la temperatura de la estrella, o su color. El eje vertical es brillo, saturación de luz. Luego ponemos todas las estrellas conocidas en este gráfico. Y vieron que la mayoría de ellos estaban ubicados en diagonal, desde los gigantes azules más poderosos y calientes hasta las pequeñas enanas rojas. Esta diagonal se denominó Secuencia Principal.

Las estrellas más calientes, masivas y brillantes se encuentran en la parte azul del espectro. Hay muy pocos de ellos, y viven un tiempo relativamente corto. Pero en la región roja izquierda del espectro, vemos muchas más estrellas. Su masa es mucho menor, son más fríos y brillan débilmente. Pero su vida es mucho más larga que la de las gigantes azules. El sol está más cerca del medio, en la región amarilla del espectro.

Pero hay algunas áreas más en el gráfico. Considere aquellos por encima de la Secuencia Principal. Las estrellas llegan allí, en las que, en el proceso de fusión termonuclear, todo el hidrógeno ha terminado, es decir, se ha quemado. Resulta una especie de "hogar de ancianos" para las estrellas, un lugar donde las luminarias caen al atardecer de sus vidas. La reacción de fusión continúa en ellos y los elementos más livianos continúan convirtiéndose en pesados.

Pero hay otra área bastante notable de cúmulos de estrellas, debajo de la Secuencia Principal. Los astrónomos lo llaman el "cementerio".

¿Cómo ocurre la evolución estelar?

Ahora hablemos con más detalle sobre qué eventos ocurren en una larga vida estelar.

Los astrónomos llaman evolución estelar a todos los cambios en el estado de las estrellas. No tiene casi nada en común con evolución biológica. La única coincidencia es que ambos procesos continúan durante millones y miles de millones de años.

La evolución estelar es un ciclo de vida completo de cada luminaria. Durante este tiempo, la estrella cambia más allá del reconocimiento. Pero qué tipo de cambios le esperan depende de la masa. Es posible dividir condicionalmente los objetos espaciales en tres grupos.

1. Estrellas con poca masa

Por ejemplo, Próxima Centauri. Nacen en una nube de gas y polvo y se convierten en enanas rojas. Y luego viven durante mucho tiempo en un estado sin cambios, hasta que se quedan sin hidrógeno. Tal destino le espera a una estrella si su masa es aproximadamente 10 veces menor que la del sol.

2. Estrellas comparables en tamaño al Sol

Estos son objetos más pesados ​​y más interesantes. Su masa es suficiente para que la siguiente etapa, la síntesis de carbono a partir de helio, comience en el núcleo después de la combustión del hidrógeno. Como resultado, se hinchan al tamaño de una gigante roja. Por ejemplo, el Sol, como resultado de este proceso, aumentará de modo que se tragará a Mercurio y Venus. Y luego crecerá casi hasta la órbita de la Tierra. Esto sucederá en unos cinco mil millones de años. Será genial si la gente encuentra una manera para entonces. estar fuera de nuestra luz.

Luego, esa estrella arroja una capa, que se convierte en una nebulosa planetaria. En el centro queda un punto brillante: el antiguo núcleo. Y la luminaria se traslada condicionalmente al cementerio.

3. estrellas masivas

Su masa es más de 10 veces mayor que la del sol. Viven rápido y al final se convierten en agujero negroo en una estrella de neutrones. Hablaremos con más detalle sobre cómo se produce la evolución de las grandes luminarias.

¿Cómo aparecen las estrellas de neutrones y los agujeros negros?

En estrellas muy pesadas, la temperatura y la presión permiten que la reacción termonuclear continúe hasta la etapa de formación de hierro. Por lo tanto, en su estructura, los núcleos de los gigantes se parecen a las cebollas. En el mismo centro tienen hierro, luego una capa de silicio, oxígeno, neón, etc.

Cuando toda la materia se convierte en hierro, el motor de fusión se apaga. Ya no es energéticamente rentable para él seguir trabajando. Por lo tanto, la radiación de la estrella se detiene. Pero gravedad restos.

Y luego la gravedad obliga a todas las capas exteriores a colapsar y volar hacia el centro.

Entonces la estrella explota como una supernova. Pero hay dos opciones aquí:

1. Las fuerzas cuánticas detendrán el proceso de colapso. La densidad de la materia estelar que queda después de la explosión será tan alta que los electrones serán presionados contra los protones y, como resultado, formarán partículas neutras: los neutrones. Debido a los efectos cuánticos, los neutrones no permitirán que la gravedad continúe con el proceso de compresión. Como resultado, se forma una estrella de neutrones, un objeto con una densidad de materia extremadamente alta.
2. La gravedad es más fuerte que las fuerzas cuánticas. Luego, el proceso de colapso continúa hasta que el objeto se convierte en un agujero negro.

Existe el mito de que los agujeros negros absorberán gradualmente toda la materia. Universo. Pero no lo es.

Sucede que las estrellas nacen y viven en parejas. Imagina que uno se convirtió en un agujero negro y el otro en una gigante roja. Luego, el primero extraerá lentamente la sustancia del segundo. Un disco de partículas calientes se forma alrededor de un agujero negro. Si hay demasiadas partículas de este tipo, observaremos el proceso inverso.

¿De dónde provienen el oro y otros metales pesados ​​en el Universo?

Descubrimos que el hierro y los elementos más livianos se sintetizan en el proceso de una reacción termonuclear dentro de una estrella. Veamos cómo se forman los elementos más pesados ​​que el hierro.

Esto requiere neutrones adicionales, y en grandes cantidades. Bajo ciertas condiciones, pueden ser "empujados" hacia el núcleo de un átomo de un elemento más ligero. Como resultado, los neutrones pueden perder electrones en el proceso de desintegración beta. Entonces las partículas neutras se convertirán en protones y la carga del átomo aumentará. Esto significa que habrá un aumento en el número de serie: el elemento se volverá más pesado.

Surge la pregunta: de dónde sacar tantos neutrones libres. Anteriormente, se creía que una gran cantidad de ellos aparecían después de las explosiones de supernovas. Pero en 2017, los científicos pudieron observar otro proceso: la fusión de dos estrellas de neutrones. El resultado es un objeto y muchos escombros. Como resultado, surge un "tsunami" de estos fragmentos, que consiste en neutrones puros. La densidad de tal flujo es bastante grande, es comparable a la densidad agua.

Una gran cantidad de neutrones son "empujados" en cualquier átomo que se encuentra en el camino de esta corriente. Luego se descomponen en protones y electrones, y como resultado se obtienen elementos más pesados. Por ejemplo, oro.

Hoy en día, los científicos saben que la mayoría de los metales pesados ​​de nuestro universo se formaron de esta manera.