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Las estrellas vienen a la vida, viven sobre un período muy largo del tiempo - y finalmente mueren. La vida de las estrellas puede muy variar; igual se aplica a su muerte.
Nuestro SOL es una de las estrellas pequeñas. Las estrellas más pequeñas son un décimas de la masa de nuestro sol y las estrellas más grandes son quizá 20 veces más grandes que nuestro sol.
Las estrellas consisten en la materia que es ya presente en el espacio externo extenso. Desde punto de vista puramente físico científico las estrellas son hornos nucleares enormes, realizando la fusión nuclear. Las estrellas producen elementos químicos más pesados fuera del hidrógeno. La distancia enorme entre nosotros y las estrellas - junto con la atmósfera de nuestro planeta - es el único factor que protege nuestros cuerpos contra muerte dolorosa fuera de la exposición a la radiación.
Debajo está
un contorno de la evolución de las estrellas, del principio hasta
la muerte espectacular.
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| América del norte Nebula (Deneb brillante está en el derecho) |
El espacio entre las estrellas hacia fuera en el gran cosmos es casi vacío. Por los estándares de la referencia que tenemos en la tierra, sería llamado vacío perfecto. Mientras que el aire normal contiene levemente debajo de un quadrillion de partículas por centímetro cúbico, el mejor vacío que se puede alcanzar en laboratorios es alrededor de mil millones de partículas por centímetro cúbico. El vacío en espacio externo contiene de 0.00001 hasta menos de 1 partícula por el centímetro cúbico, que es lejano, lejos mejor que el mejor vacío alcanzado en la tierra.
Nota: un quadrillion = 10 24 = 1 000 000 000 000 000 000 000 000.
El materia en el espacio interestelar tiene un nombre: el medio interestelar, consistiendo principalmente en el hidrógeno y el helio.
Cuando la condensación de partículas excede 1 partícula por centímetro cúbico, comenzamos a hablar de una nube interestelar. Y ahora piense: si la nube interestelar es ésa vacía, después entonces no hay masa adentro él. Ambos sí, y no..
Un centímetro cúbico o aún un kilómetro cúbico de la nube interestelar contiene un número muy limitado de partículas y pesa extremadamente poco. Pero el espacio interestelar es inmenso, tan inmenso que el volumen es no más largo calculado en centímetros o kilómetros cúbicos, pero en años de la luz. Y... una nube de algunos cientos años cúbicos de la luz contendrá un número extremadamente extenso de partículas y tendrá una masa muy substancial.
Todas las partículas
en la nube se atraen por la fuerza gravitacional. Según cálculos
de científicos, una nube que tiene la masa comparable a la masa
de nuestro sol se puede uno mismo-sostener en el significado que la fuerza
gravitacional lo guardará junto. La nube sí mismo es muy
fría, en alguna parte alrededor de cientos grados Kelvin, que es
lejana debajo de -150ºC.
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= =
Proplyds en Orion Nebula |
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==>
El nebula del águila en Serpens, las estrellas se crean aquí |
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= =
Una vista más grande del Orion Nebula |
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==>
Región Gigante Del Estrella-Nacimiento Adentro Galaxia Vecina |
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La nube interestelar comenzará a contraer si es suficientemente grande (y suficientemente pesada). Hay también otros factores que pueden hacer tal contrato de la nube, como influencia de la gravedad de las estrellas circundantes etc.
La contracción de la nube causa las partículas de la selección media interestelar encima de la velocidad hacia el centro de la gravedad de la nube. Las velocidades de partículas no son muy altas, algunos kilómetros por segundos - el proceso es muy largo. El aumento de la velocidad de las partículas significa también que la temperatura de la nube aumenta: la temperatura de un objeto se relaciona directamente con la velocidad de partículas dentro de ese objeto particular - si es un tazón de fuente de agua o un pedazo de hierro, o una nube interestelar.
Finalmente, la temperatura dentro de la nube alcanza alrededor 50 000K. Esto significa que degenera la materia dentro de la nube. Los átomos consisten en normalmente núcleos y electrones en órbita alrededor del núcleo; en las temperaturas altas los átomos chocan tan violentamente que consiguen pelados de sus electrones. La materia da vuelta en una mezcla de dos gases:
el gas de electrones.
Hasta este momento,
el tamaño original de la nube también ha disminuido de trillones
de kilómetros abajo a los kilómetros de alrededor 200 millones
o menos, que es áspero 30 000 veces el diametre de la tierra. Dado
la velocidad de partículas, esta contracción de la nube original
toma una enorme cantidad de tiempo, de millones a los mil millones de años.
La velocidad de la contracción depende de la masa de la nube: cuanto
más grande es la masa, el más rápido la contracción.
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| El Trapezium en el Orion Nebula, otra región del starbirth |
La compresión de la nube genera calor y ese calor da la nube posee la luz. Es no más largo ahora una nube interestelar oscura pero de una proto-estrella que brilla intensamente.
La fuerza gravitacional causa la contracción adicional de la nube, dando una temperatura interna de la proto-estrella de alrededor 150 000 K y la temperatura superficial alrededor de 3500 K. Por supuesto, puede haber apenas cualquier superficie " dura ", pues la proto-estrella sigue siendo una nube del gas. Debido al tamaño enorme de la proto-estrella, la superficie - y así la radiación - es enorme.
El resplandor de la proto-estrella es causado solamente por el lanzamiento de la energía debido a la contracción de la proto-estrella. Ninguna reacción nuclear real ocurre, todavía. La proto-estrella puede desarrollarse en esta etapa en dos direcciones:
si no es bastante masiva, el sino serán diferentes. La proto-estrella transformará eventual en un planeta gigante hecho del gas, con algo de calor y alguna emisión de la luz, pero ese calor se refrescará eventual abajo. Los planetas de Júpiter y de Saturnus son buenos ejemplos de eso. Si los planetas hubieran sido centenares de épocas más masivas, serían capaces de comenzar un fuego nuclear, haciéndoles las estrellas minúsculas. Pero no tienen la bastante masa y su sino debe terminar como enanos marrones.
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| Imagen de Gliese 229B y de Gliese enano marrón 229B |
Los cuerpos celestiales que no encienden para arriba mientras que las estrellas están de ningún interés a nosotros, así que nosotros los dejaremos solos.
La proto-estrella
continúa la contracción hasta que la temperatura en el centro
monta a alrededor 15 000 000 K, en que punto un acontecimiento muy importante
ocurre...
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| El Pleiades en tauro, un racimo abierto joven |
La temperatura en el centro de la proto-estrella hace que los núcleos chocan más y más violentamente. En algún punto, cuando la temperatura del gas en el centro de la estrella ha alcanzado alrededor 15000000 K, las colisiones entre los núcleos llegan a ser tan violentas que las fuerzas repulsive son demasiado débiles y los núcleos se combinan junto. El proceso de combinación de dos núcleos genera calor; ese calor se levanta la temperatura aún más.
La combinación de dos núcleos atómicos se puede comparar a una colisión entre dos coches: con velocidades bajas, usted puede inmóvil ver los dos coches diferentes. Con velocidades muy altas, usted apenas ve una pieza única de chatarra no identificada.
En la física, la reacción, cuando dos núcleos se combinan (fusible), se llama una reacción nuclear o una fusión nuclear.
Una vez que esté
encendido, el horno nuclear en el centro de la estrella se queme para la
parte más grande del resto de la vida de la estrella.
La estrella
madura no es muy fascinadora. Contiene sobre todo el hidrógeno.
Se quema... y se quema... y se quema... El hidrógeno dentro de la
estrella es convertido en el helio por los medios de la fusión nuclear.
La contracción de la estrella retrasa y finalmente cesa, pues el calor dentro de la estrella compensa la fuerza gravitacional de la estrella. La estrella está en un estado del equilibrio.
La estrella irradia la luz amarillenta o blanca, dependiendo de su temperatura superficial, que alternadamente está conectada con el tamaño de la estrella. Una superficie más caliente da una luz más blanca de la estrella, un superficial más fresco da la luz amarillenta de la estrella. Las estrellas muy calientes pueden incluso aparecer azules en su brillo.
Las estrellas grandes consumen el combustible en el paso rápido, más grande es la estrella - más rápida es la consumición del combustible. Nuestro sol tiene probablemente el palmo de la vida de alrededor 10 mil millones de años. Una estrella con las 100 épocas totales más grandes que la masa del sol probablemente se quemará el combustible 10 000 veces más rápido que el sol, que significa que agotará el combustible nuclear en alrededor de 100 millones de años. Una estrella con una masa de un décima de la masa de nuestro sol vivirá probablemente 10 veces más de largo que la esperanza de vida de nuestro sol.
La estrella permanece
en el estado maduro para el la mayoría del curso de la vida; la
observación de cambios en el resplandor y el tamaño de una
estrella madura es alrededor tan emocionante como mirando un bulbo ligero...
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la única estrella (con excepción de nuestro sol) para la cual es posible a la imagen la superficie - porque es así que grande (tamaño de la órbita de la tierra) y bastante cercano |
Los núcleos del helio son 4 veces más pesados que los núcleos del hidrógeno, que significa que él " se hunde " en el centro de la estrella. Finalmente el número de los núcleos del helio en el corazón de la estrella llega a ser tan grande que hay poca ocasión para que los núcleos del hidrógeno choquen con otros núcleos del hidrógeno. La reacción nuclear en el centro de la estrella viene a un alto gradual, que disminuye la temperatura del corazón de la estrella. En el mismo tiempo la superficie de la estrella se refresca abajo a alrededor 3000 K, que hace la estrella rojiza en aspecto.
Con la reacción nuclear parada - y el calor todavía que emana de la estrella - no hay balance más largo entre el calor lanzado dentro de la estrella y la fuerza gravitacional. El corazón de la estrella comienza a contraer una vez más, que aumenta la temperatura del corazón al punto donde el exterior del corazón es alrededor 15 000 000 K calientes. Esto comienza de nuevo la fusión nuclear de los núcleos del hidrógeno. Pero esta vez, el quemarse del hidrógeno ocurre NO en el corazón de la estrella, sino en el sobre que rodea el corazón de la estrella. Es una de las respiraciones pasadas de la estrella.
El calor generado por el hidrógeno que se quema en el sobre que rodea el corazón de la estrella hace que las capas externas de la estrella se amplían. En comparación con la contracción - el gas llega a estar más fresco como el resultado de la extensión. Y eso es exactamente qué está sucediendo aquí. Las capas externas de la estrella amplían 50-100 veces y llegan a estar más frescas.
La estrella ahora es un gigante rojo, emanando enormes cantidades de luz debido a la gran superficie. La luz es roja porque la superficie está comparativamente fresca.
Para poner cosas
en el contexto apropiado: el día que nuestro sol se amplía
en un gigante rojo se ampliará probablemente al planeta de Venus
y ocupará la mayoría del cielo durante luz del día.
Innecesario decir, todo en la tierra será quemado a las cenizas.
El corazón
del helio de la estrella continuará contrayendo. Pues no hay reacción
nuclear dentro de ella, la gravedad trabaja desenfrenado. Pero en algún
punto, el plasma combinada de núcleos y los electrones cesa comportarse
como un gas ideal. Después de todo, el plasma se concentra en la
densidad extrema, igual a muchas toneladas por centímetro cúbico.
Debajo de esa enorme presión el gas de electrones comienza a comportarse
como materia sólida, es decir el aumento de la temperatura causa
solamente la extensión muy moderada.
La temperatura del corazón de la estrella se levanta constantemente, haciendo que el hidrógeno se quema más vigoroso en las regiones adyacente al corazón. En algún punto la temperatura del corazón de la estrella alcanza 100 000 000 K, que comienza a quemarse los núcleos del helio. La reacción nuclear nueva funde núcleos del helio en elementos más pesados, como el carbón.
La temperatura del corazón de la estrella se levanta como el resultado de la reacción nuclear nueva. El corazón de la estrella - sin embargo - se comporta como materia sólida; el corazón no puede ampliarse mucho para compensar la fuente adicional del calor. El significa que el interior del corazón de la estrella llega a ser incluso más caliente, que agrega aún más a la presión, que significa otra vez aún más calor en el corazón de la estrella y que los medios una reacción nuclear más rápida uniforme.
Finalmente la
presión es tan grande que el corazón de la estrella... ESTALLA.
La explosión ocurre dentro de la estrella y es solamente visible
por un repentino, aunque es moderada, aumento del brillo de la estrella.
Esto se llama el FLASH del HELIO. El tiempo del principio de la fusión
del helio a la explosión del corazón de la estrella toma
un tiempo extremadamente corto comparado al curso de la vida de la estrella:
apenas algunas horas.
La explosión
del helio causa una gran extensión del corazón de la estrella.
La extensión refresca el corazón extremadamente caliente
de la estrella - y el sobre circundante del hidrógeno. Debido a
la explosión, el plasma del helio tiene no más de largo mismas
características que antes. Se comporta más como un gas.
La disminución de la temperatura retrasa la velocidad de quemarse del hidrógeno; la disminución de la temperatura causa también el corazón ampliado del helio de la quemadura de la estrella en un paso más lento. Para la primera vez adentro el curso de la vida de la estrella la luminosidad de la superficie disminuye perceptiblemente. La disminución de la temperatura de la estrella causa la contracción de las capas externas de la estrella.
Alrededor de 10 000 años de eso, un estado nuevo del equilibrio se alcanza. La estrella ahora tiene dos hornos:
en el corazón de la estrella, núcleos del helio se están combinando principalmente en el carbón en las temperaturas alrededor de 200 000 000 K.
La estrella comienza a acumular el carbón en el centro del corazón. Y otra vez, carbón que es más pesado que el helio, " se hunde " abajo en el centro del corazón de la estrella, donde forma un corazón interno dentro del corazón del helio de la estrella. Eventual, la mayoría del helio de la estrella se convierte en el carbón y el oxígeno.
El sobre externo
de la estrella se amplía de nuevo, transformándola en un
gigante rojo una vez más. Solamente esta vez el proceso toma apenas
algunos millones de años.
En algún
punto todo el combustible nuclear en la estrella se ha agotado. Una parte
más grande del hidrógeno se ha convertido en el helio y la
mayoría de helio se ha convertido en el carbón y el oxígeno.
Qué ahora sucede a la estrella depende de la masa de la estrella.
El corazón
del carbón de la estrella es extremadamente denso, un centímetro
cúbico de él que pesa toneladas métricas. La superficie
del corazón de la estrella es también muy caliente, 50 000-100
000 K.
Estrellas pequeñas
Estrellas más pequeñas, alrededor de 4 masas de nuestro sol o menos, se refrescan abajo. Tiempo dado, las capas externas de la estrella llegan a estar bastante frescas para salir del estado del plasma. Los átomos invierten a su estado neutral y capturan electrones. La captura de electrones acelera la extensión de las capas externas, que hace que más átomos salgan del estado del plasma.
El sobre de la estrella se convierte en finalmente una cáscara transparente y extensa de átomos; esta cáscara se puede ver solamente del lado de distancias muy largas, así dando a los alrededores de la estrella un aspecto peculiar de un anillo luminoso. Una vez sobre una época, los astrónomos creyeron que esos anillos eran la primera etapa de la formación de sistemas planetarios; debido a ése los anillos fueron llamados los " nebulae planetarios " Sabemos hoy que no hay conexión entre los nebulae planetarios y los sistemas planetarios, pero el nombre permanecía.
El único
remanente de la estrella ahora es el corazón de la estrella y es
un objeto minúsculo y no muy brillante en el centro del nebula.
En el principio el corazón de la estrella todavía está
brillando intensamente con un resplandor blanco, disipando el calor de
los fuegos nucleares, ahora extintos. Se llama un " enano blanco " Un
enano blanco pesa mucho menos que la estrella original, por ejemplo una
estrella cuatro veces más pesada que la masa de nuestro sol dé
a origen a un enano blanco que tiene 1½ de la masa de nuestro sol.
Estrellas de tamaño mediano
Estrellas más grandes, entre 4 y 8 masas de nuestro sol, encuentran un sino más violento. El parar de reacciones nucleares hace que se derrumban más rápidamente y más violentamente que las estrellas pequeñas. El corazón de la estrella ahora consiste en el carbón sólido, que no se está quemando. Sin embargo, la contracción de la estrella genera cantidades enormes de calor. En el punto cuando la temperatura del corazón alcanza 600 000 000 K, el carbón comienza una reacción nuclear, generando el neón, el helio, el magnesio y algunos otros elementos.
Pero otra vez, el corazón de la estrella es sólido y no puede ampliarse para lanzar la presión interna que se acumula debido a la reacción nuclear. El corazón se convierte en un reactor nuclear incontrolable de la manera semejante como en el caso del flash del helio. Pero ahora, la temperatura es más alta, la presión es más alta y el resultado más violento.
La estrella estalla
en una SUPERNOVA. La
explosión es tan brillante que una supernova se puede incluso ver
en la tierra en luz del día. La explosión rompe la estrella
y puede ser tan violenta que dispersó todo el material de la estrella
en espacio externo. Si hay algunos remanente de la estrella, será
un partt comprimido pequeño del corazón de la estrella.
Estrellas grandes
Las estrellas realmente grandes, con las masas más grandemente de 8 masas de sol, no se convierten en una supernova a este punto del tiempo. El parar de reacciones nucleares causa la contracción, como para las estrellas más pequeñas. Pero el corazón de las estrellas más grandes nunca llega a ser tan denso como el corazón de estrellas de tamaño mediano. Esto es causada probablemente por la radiación intensa dentro del corazón de las estrellas más grandes, dando una abundancia de los fotones altamente enérgios que expulsan a la materia del centro de la estrella.
En algún punto la temperatura del corazón alcanza los 600 000 000 K que enciende el carbón. La reacción nuclear no será tan violenta como en estrellas de tamaño mediano, porque el corazón de las estrellas más grandes es menos denso. El corazón del carbón se quema en el paso moderado; la temperatura aumenta eventual, poniendo también oxígeno en el fuego.
Cuando se agotan el carbón y el oxígeno, la estrella se refresca abajo y se contrae otra vez, que calienta otra vez el corazón de la estrella a temperaturas más altas. Esas temperaturas más altas encienden los elementos más pesados producidos del carbón y del oxígeno, todavía dando elementos más pesados. Después de un rato la estrella es una serie de sobres contenidos dentro de uno a; cada uno de los sobres se quema elementos químicos diferentes. Los elementos más pesados están en los sobres internos, mientras que el helio y el hidrógeno están en los sobres externos.
Una estrella en la etapa actual de la vida puede producir los elementos no más pesados que el hierro. La reacción nuclear viene a un extremo con hierro. El hierro no engancha a la fusión nuclear. La fusión de los elementos menos pesados que el hierro lanza energía, mientras que la fusión del hierro y de los elementos más pesados que el hierro consume energía.
La creación del hierro extingue el fuego nuclear dentro de la estrella. La estrella se contrae durante la vez pasada. El corazón del hierro de la estrella absorbe la mayoría del calor generado por la contracción de la estrella, que acelera la contracción aún más. Cuando la temperatura dentro del corazón alcanza trillones de grados y los núcleos atómicos vecinos se tocan, no puede haber contracción. En lugar, la estrella rebota en una gran explosión.
Esta explosión también se llama una SUPERNOVA y puede ser tan espectacular como para las estrellas de tamaño mediano. La estrella es tiempos de los mil millones más brillantemente que en caulquier momento previamente y puede incluso ser tan brillante como una galaxia entera.
La explosión
de la supernova pesada rompe incluso los núcleos atómicos
a los pedazos; esos pedazos consiguen capturados por otros núcleos
atómicos, formando elementos más allá del hierro,
como la plata, el oro y el uranio. Los elementos más allá
del hierro no abundan en naturaleza - y eso se atribuye a su creación
durante la ráfaga corta de la supernova.
Los
Enanos Negros
Un enano blanco se refresca abajo lentamente. El color del resplandor de la superficie cambia de blanco al amarillo, a anaranjado y a rojo. Finalmente el remanente de la estrella se convierte en un terrón oscuro frío de la materia - el enano negro. El enano negro tiene el tamaño de nuestro planeta y de una gravedad que sea millones de épocas más arriba que la gravedad que experimentamos en la tierra.
El enano negro
es simplemente un remanente reservado, solitario y muerto de una estrella,
moviéndose por siempre a través del universo frío.
Pulsars
Hace alguna hora se ha descubierto que hay los objetos celestiales que emiten señales de radio extremadamente regulares, no más de largo de 1/100 de un segundo. En el principio los científicos pensaron que era una señal de una civilización extranjera. Pero las señales fueron emitidas sobre una venda muy grande de las frecuencias de radio, así requiriendo enormes cantidades de energía.
Midiendo la distorsión de la señal los científicos vinieron a la conclusión que el objeto que emitía las señales era alrededor 10-20 kilómetros en radio, pero tan masivo como el sol. El intervalo y la duración de la señal vinieron de la rotación del objeto. Se asemeja de un faro con la viga ligera que barre alrededor.
¿ Pero
qué son esos objetos?
Estrellas Del Neutrón
La existencia de las estrellas del neutrón ha sido predicha por los astrónomos teóricos. Se ha precisado que durante la explosión de la supernova el corazón de la estrella (o la parte restante de él) puede convertirse así que comprimido que los protones y los electrones se pueden forzar para combinarse. Combinándose los protones y los neutrones forman junto los neutrones.
Los neutrones de la estrella formarían una bola muy compacta con un radio de quizá 10-20 kilómetros y con la mayoría de la masa de la estrella embalada dentro de ella. La materia en una estrella del neutrón sería tan densa que un centímetro cúbico llenado de él pesa mil millones de toneladas.
No ha habido
observaciones directas de las estrellas del neutrón. En los lugares
en donde los científicos predijeron uno encontraría las estrellas
del neutrón, pulsars se ha encontrado en lugar de otro. Los científicos
están hoy en día seguros que los pulsars y las estrellas
del neutrón son la misma cosa.
Agujeros Negros
Un corazón muy masivo de la estrella, remanente de una explosión de la supernova, puede ejercer una tan enorme fuerza gravitacional que no solamente los objetos sólidos, átomos no puedan escapar de la superficie de la estrella. También luz " cae abajo de " a la superficie de la estrella. Esa clase de objeto se llama un " agujero negro "
La materia dentro del agujero negro se contrae probablemente a volúmenes más pequeños y más pequeños toda la hora. La estrella se contrae a algunos kilómetros, entonces algunos centímetros y - finalmente - a " singularidad " , que es un solo punto en espacio. Aunque la materia dentro del agujero negro se derrumba en los tamaños más pequeños que cualquier cosa humanidad ha medido siempre, el agujero negro sí mismo no cambia en tamaño. Después de todo, el " agujero negro conocido " se aplica al radio alrededor del corazón degenerado de la estrella, determinando la línea entre el lugar en donde todavía podemos ver y el lugar en donde no podemos ver cualquier cosa. Este radio determina el tamaño del " horizonte del acontecimiento ".
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