Evolución estelar

La evolución de las estrellas (evolución estelar) en astronomía  es un cambio en el tiempo en los parámetros físicos y observables de una estrella debido a las reacciones termonucleares que ocurren en ella , su radiación de energía y la pérdida de masa [1] . A menudo se habla de la evolución como la "vida de una estrella", que comienza cuando las reacciones nucleares se convierten en la única fuente de energía de la estrella y termina cuando las reacciones se detienen: la evolución procede de manera diferente para diferentes estrellas [2] [3] [4] . Según los modelos astrofísicos , el tiempo de vida de una estrella, dependiendo de la masa inicial, dura desde varios millones hasta decenas de billones de años [5] [6] , por lo que los astrónomos observan directamente solo un período muy corto de su evolución en comparación con el tiempo de vida . de una estrella, durante la cual los cambios evolutivos son casi imperceptibles [7] .

Las estrellas se forman a partir de nubes frías y enrarecidas de gas interestelar , las cuales se comprimen debido a la inestabilidad gravitacional , durante el proceso de compresión se calientan tanto que en sus profundidades comienzan reacciones termonucleares de síntesis de helio a partir de hidrógeno [8] . En el momento del comienzo de las reacciones termonucleares, la protoestrella se convierte en una estrella de secuencia principal (una excepción pueden ser las subenanas y las enanas marrones ), en las que pasará la mayor parte de su vida; el Sol también se encuentra en esta etapa de la estrella de secuencia principal . [9] .

La evolución posterior de las estrellas también difiere según la masa inicial y la composición química (metalicidad) de la estrella. Así, las estrellas de masa media durante la evolución pasan por las etapas de subgigantes, gigantes rojas, la rama horizontal, el bucle azul y la rama asintótica. En cualquier caso, a medida que se quema el hidrógeno, cambian tanto las características externas como internas de las estrellas, y con la masa suficiente, en un momento determinado, se inicia en las estrellas la triple reacción del helio , durante la cual se forma en ellas carbono . En estrellas más pesadas, los núcleos de elementos más pesados ​​pueden sintetizarse aún más, pero en cualquier caso, la síntesis de núcleos más pesados ​​de elementos químicos se detiene en el hierro , ya que la síntesis de elementos más pesados ​​es energéticamente desfavorable [8] .

En la etapa final de la evolución, dependiendo de la masa, la estrella se despoja de su capa exterior, convirtiéndose en una enana blanca , o se convierte en una supernova ; después de una explosión de supernova, queda una estrella de neutrones o un agujero negro [8] .

En sistemas binarios cerrados en las últimas etapas de evolución, cuando una estrella, habiendo aumentado de tamaño, llena su lóbulo de Roche , la materia fluye entre las estrellas, lo que conduce a un cambio en los parámetros de las estrellas. Debido a esto, la evolución de las estrellas en tales sistemas difiere de la evolución de las estrellas individuales, y su curso también depende de los parámetros de la órbita y las masas iniciales de las estrellas del sistema binario [10] [11] .

Fusión termonuclear en el interior de las estrellas

Desarrollo de ideas sobre la fuente de energía de las estrellas

Desde el descubrimiento de la ley de conservación de la energía , surgió la pregunta sobre la fuente de energía de las estrellas. Se han planteado varias hipótesis, y una de las más famosas fue la hipótesis de la contracción: en ella, la contracción gravitacional de la estrella se consideraba la supuesta fuente de energía (lo que también explicaba la aparente diversidad de estrellas). Fue apoyada por Lord Kelvin y Hermann von Helmholtz , pero luego se hizo evidente su contradicción: para el Sol, tal fuente de energía sería suficiente para 10 7 años, mientras que la edad de la Tierra , según datos geológicos y biológicos , estaba en menos 10 9 años [12] [ 13] [14] .

Se demostró que durante la compresión, la estrella debería calentarse y no enfriarse, como se suponía anteriormente; esto hizo posible aumentar la vida teórica de las estrellas. En la década de 1880, Joseph Lockyer planteó la hipótesis de que, a altas densidades, la ecuación de estado de la materia de una estrella se desvía mucho de la ecuación de estado de un gas ideal , su compresión se detiene y comienza a enfriarse y oscurecerse; por lo tanto, la estrella pasa de una gigante roja a una estrella blanca como Sirio , después de lo cual se vuelve roja nuevamente, pero se vuelve más tenue: primero amarilla y luego una enana roja .

Cuando se elaboró ​​el diagrama de Hertzsprung-Russell , la secuencia principal y la rama gigante resultaron coincidir estrechamente con el camino evolutivo de la estrella en la hipótesis de Lockyer. Pero luego esta hipótesis fue refutada: resultó que el estado de la materia de las estrellas de la secuencia principal permanece aún cerca del estado de un gas ideal. Sin embargo, por el momento, la hipótesis de la contracción hace un buen trabajo al explicar la evolución de las protoestrellas , que sí irradian debido a la contracción hasta que hacen la transición a la secuencia principal [13] [14] .

En 1896, Henri Becquerel descubrió la radiactividad y en 1903, Pierre Curie descubrió la  liberación de calor de los elementos radiactivos. Por lo tanto, James Jeans planteó la hipótesis de que las estrellas irradian energía debido a la desintegración radiactiva. Esta hipótesis tampoco podía explicar la gran edad del Sol, y Jeans sugirió más tarde que no se produce una desintegración radiactiva en las estrellas, sino la aniquilación de la materia. Aunque la hipótesis de la aniquilación dio una vida posible bastante larga del Sol, no encontró confirmación en el desarrollo posterior de la astrofísica. Sin embargo, la idea misma de una fuente intranuclear de energía estelar resultó ser correcta [13] .

En 1906, Albert Einstein, basándose en su teoría de la relatividad , descubrió la equivalencia de masa y energía . En 1920, Arthur Eddington , que estaba familiarizado con el trabajo de Einstein, sugirió que la energía de las estrellas se libera debido a la conversión de hidrógeno en helio : en tal reacción, debido a un defecto de masa , debería liberarse suficiente energía para irradiar estrellas durante muchos años. millones e incluso miles de millones de años [14] . La hipótesis de Eddington se confirmó posteriormente: en 1939, Hans Boethe , Karl Weizsäcker y Charles Critchfield propusieron de forma independiente dos mecanismos para la conversión de hidrógeno en helio: el ciclo protón-protón y el ciclo CNO . En 1941, Martin Schwarzschild calculó un modelo del Sol con una fuente de energía termonuclear , y sus resultados confirmaron la teoría de la fusión termonuclear en el interior de las estrellas. Por el momento, es generalmente aceptado, y los modelos de evolución estelar se basan en él [13] .

Debido a la fusión termonuclear, la composición química de las estrellas cambia con el tiempo y se producen cambios evolutivos [15] [16] . Pero estos cambios ocurren muy lentamente, y la evolución de una sola estrella es casi imposible de rastrear incluso con observaciones muy largas. Solo en casos raros, cuando una estrella se encuentra en una etapa muy corta de su evolución, es posible notar un cambio sistemático en sus parámetros, por ejemplo, un cambio en el período de pulsaciones en Cefeidas . Por lo tanto, la teoría de la evolución se basa en algunos signos indirectos y en la observación de muchas estrellas que se encuentran en diferentes etapas de evolución [7] .

Reacciones de fusión

En estrellas en diferentes etapas de evolución, tienen lugar varias reacciones termonucleares [17] .

Así, en el interior de las estrellas de secuencia principal , los núcleos de helio se sintetizan a partir de núcleos de hidrógeno ( protones ). Esta transformación puede tener lugar de dos maneras. En el ciclo protón-protón , hay una fusión secuencial de protones directamente con la transformación de 4 protones en un núcleo de helio, y este proceso domina a temperaturas más bajas, en los núcleos de estrellas de baja masa. La segunda forma es el bucle CNO . En ella , el carbono , el nitrógeno y el oxígeno actúan como catalizadores , el ciclo domina a altas temperaturas y debido a este proceso se libera la mayor parte de la energía de las estrellas masivas. El poder de liberación de energía por unidad de masa de estos dos procesos se iguala en una masa estelar de alrededor de 1,5 M ⊙ y una temperatura en el centro de alrededor de 18 millones de K [18] [19] .

En estrellas masivas, en etapas posteriores de evolución, se sintetizan elementos más pesados: primero, carbono en el proceso del triple helio , y en las estrellas más pesadas, se sintetizan elementos más pesados ​​hasta hierro  ; no se produce una nucleosíntesis adicional de elementos más pesados, ya que es energéticamente desfavorable [20] . Sin embargo, las estrellas en etapas posteriores de evolución, por regla general, se vuelven más brillantes y, por el contrario, la liberación de energía específica por unidad de masa del material inicial para la fusión disminuye, ya que la diferencia en la energía de enlace específica se vuelve más pequeña. Esto provoca una duración relativamente corta de las etapas posteriores de la evolución en comparación con la duración de la permanencia de la estrella en la secuencia principal: por ejemplo, la duración de la permanencia del Sol en la secuencia principal se estima en 12 000 millones de años, y la etapa de combustión de helio en el Sol durará sólo 110–130 millones de años [21] [22] [23] .

Los elementos más pesados ​​que el hierro también se forman en las estrellas, pero no cuando están en la secuencia principal, sino en circunstancias especiales: por ejemplo, durante las explosiones de supernova , cuando se libera una gran cantidad de energía, durante la llamada nucleosíntesis explosiva [24]. ] [25] [26] .

Finalmente, las enanas marrones , aunque no son estrellas en el sentido clásico, favorecen la combustión de deuterio y la combustión de elementos ligeros: litio , berilio , boro , que pueden proceder a temperaturas bastante bajas y, por lo tanto, son solo reacciones de fusión que ocurren en temperaturas tan bajas. -objetos de masa [27] [28] [29] . Además, en las enanas marrones más masivas, las reacciones de fusión de helio a partir de hidrógeno pueden tener lugar durante algún tiempo. Sin embargo, a diferencia de las estrellas reales, la quema de hidrógeno en ellas se detiene rápidamente y nunca se convierte en la única fuente de energía [30] .

Formación estelar

Compresión de nubes moleculares

La evolución de una estrella comienza en una nube molecular gigante , también llamada a veces en sentido figurado la "cuna estelar". La concentración inicial de átomos en él es de unas 10 2 partículas por centímetro cúbico, mientras que el espacio interestelar contiene en promedio no más de 0,1 partículas por centímetro cúbico. Tales nubes pueden tener una masa de 10 5 -10 7 M ⊙ , un diámetro de 50 a 300 años luz y una temperatura de gas en ellas de 10-30 K [31] [32] .

Con el desarrollo de la inestabilidad gravitacional , la nube puede comenzar a encogerse. La inestabilidad puede ser causada por varios factores, por ejemplo, la colisión de dos nubes, el paso de una nube a través del brazo denso de una galaxia espiral , o la explosión de una supernova a una distancia suficientemente cercana, cuya onda de choque, propagándose a través del gas interestelar, puede chocar con una nube molecular. Además, durante las colisiones de galaxias , las colisiones de nubes de gas asociadas con las galaxias comienzan a ocurrir con mayor frecuencia, lo que explica el aumento en la tasa de formación de estrellas durante las colisiones de galaxias [33] .

Para que la inestabilidad gravitacional lleve a la compresión de una nube molecular, es necesario que la suma de su energía potencial y su energía cinética duplicada , de acuerdo con el teorema del virial , sea negativa. A una densidad constante de una nube con un radio , el módulo de energía potencial (en sí mismo es negativo) crece proporcionalmente, y la suma de los valores de la energía cinética de todas las moléculas crece proporcionalmente Por lo tanto, la nube comenzará a contraerse si su masa es mayor que un cierto valor , que, a la densidad de la nube, la masa molar de su gas y la temperatura es igual [31] [34] :

donde  es la constante gravitacional ,  es la constante universal de los gases .

De aquí se deduce que inicialmente la nube se contraerá con una masa de al menos 10 3 M ⊙ . A medida que la nube se contrae, se condensará con poco o ningún calentamiento, ya que es transparente a la radiación y casi toda la energía liberada se irradia al espacio exterior. Esto conduce a una disminución en el umbral de masa para el desarrollo de la inestabilidad gravitacional y, como resultado, las regiones de menor masa y tamaño comenzarán a encogerse; este proceso se denomina fragmentación de la nube de formación estelar y explica la formación observada de estrellas principalmente en grupos, en particular, en cúmulos . Además, el fenómeno de fragmentación explica por qué las estrellas formadas tienen un rango de masas relativamente estrecho, de 10 −1 a 10 2 M ⊙ en orden de magnitud [31] [35] .

A medida que la nube se vuelve más densa, se vuelve cada vez menos transparente a la radiación, por ejemplo, con una masa de nube de 1 M ⊙ esto sucede con su radio de 2.5⋅10 4 R ⊙ . Al mismo tiempo, la energía liberada por la compresión gravitacional comienza a calentarla: según el teorema del virial, la mitad de la energía liberada debido a la compresión se gasta en radiación y la otra mitad se gasta en calentar la sustancia [36] . Generalmente se acepta que a partir de este momento la nube se denomina protoestrella [35] .

Etapa Protostar

La compresión de la nube ocurre de manera desigual, y algún tiempo después del inicio de la compresión, se forma un núcleo en equilibrio hidrostático en la nube; comúnmente se cree que a partir de este momento la nube, o más bien su núcleo, es una protoestrella [37] . Las características del núcleo son prácticamente independientes de la masa de la nube, la masa es de 0,01 M ⊙ y el radio de varias UA. , y la temperatura en el centro es de 200 K . La acumulación de las capas exteriores de la nube sobre el núcleo conduce a un aumento de su masa y temperatura, pero a una temperatura de ~2000 K , su crecimiento se detiene, ya que se gasta energía en la disociación de las moléculas de hidrógeno. En algún momento, el equilibrio hidrostático se altera y el núcleo comienza a contraerse. El siguiente estado de equilibrio hidrostático se alcanza para un núcleo de nebulosa más pequeño, ahora ionizado, con una masa de ~0.001 M ⊙ , un radio de aproximadamente 1 R ⊙ y una temperatura de 2⋅10 4 K . Al mismo tiempo, el núcleo que emite en el rango óptico está cerrado del espacio circundante por una capa de gas polvoriento, que tiene una temperatura mucho más baja y emite solo en el rango infrarrojo [37] [38] [39] .

La acumulación de las capas exteriores continúa y la materia que cae sobre el núcleo a una velocidad de ~15 km/s forma una onda de choque . Posteriormente, toda la materia de la envoltura cae sobre el núcleo (aunque en estrellas masivas, parte de la materia puede salir de la estrella debido a la fuerte presión de radiación ), se ioniza y, al mismo tiempo, la protoestrella queda disponible para su observación en el visible. rango [39] . Hasta este momento, la compresión de la capa exterior se desarrolla a lo largo de la escala de tiempo dinámico , es decir, su duración corresponde al tiempo de caída libre de la sustancia, que no es impedida por la presión del gas [40] .

Estrellas antes de la secuencia principal

Las protoestrellas que ya se han quedado sin acumulación de capas a veces se distinguen en un tipo separado llamado estrellas de secuencia preprincipal . La protoestrella, de baja temperatura y alta luminosidad, se encuentra en su parte superior derecha en el Diagrama de Hertzsprung-Russell . Hasta que comiencen las reacciones termonucleares en la estrella y libere energía debido a la contracción gravitatoria, se mueve lentamente en el diagrama a la secuencia principal [37] [38] [39] .

Dado que en esta etapa se evita que la materia sea comprimida por la presión del gas, las protoestrellas se comprimen mucho más lentamente que en la etapa anterior, en la escala de tiempo térmico , es decir, durante el período durante el cual se gasta la mitad de la energía potencial gravitacional. sobre la radiación [40] , según el teorema del virial. Para las estrellas más masivas, toma alrededor de 10 5 años, y para las menos masivas, alrededor de 10 9 años. Para el Sol, la etapa de contracción y transición a la secuencia principal duró 30 millones de años [37] [41] [42] .

En 1961, Chushiro Hayashi (Hayashi) demostró que si todo el volumen de una estrella está ocupado por una zona convectiva , entonces, con una compresión lenta, la temperatura de su sustancia prácticamente no cambia y la luminosidad disminuye; esto corresponde al movimiento de la posición de la estrella verticalmente hacia abajo en el diagrama, y ​​tal trayectoria de la estrella se denomina comúnmente trayectoria de Hayashi . Para las estrellas con masas en el rango de 0,3–0,5 M ⊙ (según varias estimaciones) a 3  M ⊙ , las capas convectivas desaparecen durante la compresión y, en algún momento, estas estrellas abandonan la trayectoria de Hayashi, mientras que las estrellas con masas inferiores a 0,3–0,5 M ⊙ están en la pista de Hayashi durante todo el tiempo de compresión [35] [43] [44] .

Después de salir de la trayectoria de Hayashi (para estrellas de masa intermedia) o desde el comienzo mismo de la contracción lenta (para estrellas masivas), la estrella deja de ser convectiva y comienza a calentarse durante la compresión, mientras que la luminosidad cambia de manera insignificante, ya que el área de la superficie radiante disminuye. Esto corresponde a un movimiento casi horizontal hacia la izquierda en el diagrama, y ​​esta parte del camino se llama la pista de Heny [43] [44] [45] .

En cualquier caso, durante la compresión aumenta la temperatura en el centro de la estrella, y en la materia de la estrella, con su masa suficiente, empiezan a producirse reacciones termonucleares . En las primeras etapas de contracción, producen menos energía que la que emite la estrella, y la contracción continúa, pero al mismo tiempo, aumenta la participación de las reacciones termonucleares en la liberación de energía. En algún momento, si la estrella tiene una masa superior a 0,07-0,08  M ​​⊙ , el poder de liberación de energía debido a las reacciones termonucleares se compara con la luminosidad de la estrella y la compresión se detiene; este momento se considera el final de la formación de la estrella y su transición a la secuencia principal . Si una estrella tiene una masa inferior a 0,07-0,08 M ​​⊙ , también son posibles las reacciones termonucleares; sin embargo, la sustancia de la estrella en el núcleo se degenera antes de que cese la compresión, por lo que las reacciones termonucleares nunca se convierten en la única fuente de energía. Estos objetos se conocen como enanas marrones [8] [35] [46] .

El proceso de compresión también forma discos protoplanetarios alrededor de la estrella, que luego pueden evolucionar hacia sistemas planetarios . La formación de un disco protoplanetario ocurre debido a que la nube inicialmente puede tener cierto momento angular , y cuando la nube se espesa, las colisiones de partículas se vuelven más frecuentes, por lo que la sustancia que no ha ingresado a la estrella comienza a formar un disco que gira. alrededor de la estrella en un plano [47] .

Secuencia principal

Cuando finaliza la contracción y las reacciones de fusión del helio a partir del hidrógeno se convierten en la única fuente de energía, la protoestrella se convierte en una estrella de secuencia principal . La edad de una estrella se suele contar a partir de este momento. Las estrellas de edad cero forman la llamada secuencia principal cero , situada en la parte inferior de esta región del diagrama [48] [49] . En este momento, la composición química de las estrellas formadas todavía se acerca a la composición del medio interestelar : se componen principalmente de hidrógeno (alrededor del 91 %) y helio (alrededor del 9 %), mientras que los elementos más pesados ​​son menos del 1 % [50]. [51] . Las estrellas de secuencia principal tienen una amplia gama de parámetros, que están determinados principalmente por su masa y, en menor medida, por su metalicidad . Así, por ejemplo, una estrella con una masa de 0,1 M ⊙ tendrá una luminosidad de 0,0002 L ⊙ , una temperatura de 3000 K y un tipo espectral de M6, y una estrella con una masa de 18 M ⊙ tendrá  una luminosidad de 30000 L ⊙ , una temperatura de 33000 K y un tipo espectral O9.5 [5] . La estructura interna de las estrellas también depende de la masa: las estrellas de baja masa son completamente convectivas , las estrellas de masa intermedia tienen transporte radiativo en el núcleo y convección en las capas exteriores, y las estrellas masivas tienen convección en el núcleo y transporte radiativo en las capas exteriores. capas. La convección conduce a una mezcla relativamente rápida de la materia, lo que iguala la composición química de la capa convectiva. Esto afecta si la homogeneidad de las capas de la estrella en términos de composición química se preservará durante la evolución posterior y en su evolución posterior [18] [52] .

Habiendo cambiado a la secuencia principal, la estrella permanece en ella durante la mayor parte de su vida, alrededor del 90%. Esto se debe al hecho de que la luminosidad de las estrellas en la etapa de secuencia principal es baja en comparación con otras etapas, y la liberación de energía específica durante la fusión de helio es mayor que en otras reacciones termonucleares [22] [53] [54] . La duración de la etapa de secuencia principal corresponde a la escala de tiempo nuclear para la quema de hidrógeno, es decir, el tiempo que tarda la estrella en irradiar toda la energía que se libera en las reacciones de hidrógeno en helio [40] [55] . Para las estrellas más pesadas, según diversas estimaciones, oscila entre uno y varios millones de años [56] , y para las estrellas de menor masa es de unos 10 billones de años, lo que supera la edad del Universo [6] . Para el Sol, el período de permanencia en la secuencia principal será de 10 a 13 mil millones de años [23] [35] [57] . La mayoría de las etapas posteriores de la evolución también siguen la escala de tiempo nuclear, pero no para el hidrógeno, sino para otros elementos, por lo tanto, toman menos tiempo [40] [55] .

Después de que una estrella pasa a la secuencia principal, sufre constantemente la transformación de hidrógeno en helio. El helio se acumula en el núcleo y queda cada vez menos hidrógeno, lo que ralentiza la velocidad de fusión del helio. Por lo tanto, a medida que se agota el hidrógeno, el núcleo se contrae bajo la presión de las capas externas, aumenta su densidad y, como resultado, aumenta la velocidad de las reacciones. Esto provoca un cambio notorio en las características de la estrella: por ejemplo, la luminosidad del Sol, cuando incidía en la secuencia principal, era un 70% de la actual, y para cuando finalice la etapa será 2,2 veces mayor. que él, es decir, la luminosidad cambia más de tres veces [23] . En el futuro, estos cambios conducirán a cambios tan significativos en la estrella que finalmente abandonará la secuencia principal [35] [49] [58] .

La diferente duración de la etapa de la secuencia principal para estrellas de diferentes masas hace posible calcular la edad de los cúmulos estelares a partir de las observaciones. Las estrellas se formaron en ellos casi simultáneamente, y cuanto más antiguo es el cúmulo, menor es la masa de aquellas estrellas que aún permanecen en la secuencia principal. La edad del cúmulo se calcula como la duración de la estancia en la secuencia principal de estrellas que comenzaron a alejarse de él según sus masas conocidas [59] [60] .

Subenanos

Las subenanas  son estrellas similares a las estrellas de secuencia principal , sin embargo, con los mismos tipos espectrales, las subenanas son 1–2 m más tenues [61] . Esta característica está asociada con una metalicidad muy baja : los elementos pesados ​​de las estrellas no están completamente ionizados y tienen electrones en capas profundas de electrones . Dado que el tamaño de tales iones es mucho mayor que el tamaño de los núcleos de hidrógeno y helio , los elementos pesados ​​reducen la transparencia de la materia de la estrella, razón por la cual la energía de las capas internas se transfiere más lentamente a las capas externas, y la materia de subenanas, por el contrario, es más transparente que la materia de las estrellas de secuencia principal. , y el principal mecanismo de transferencia de energía es la transferencia radiativa [8] [62] .

La baja metalicidad de las subenanas, a su vez, se explica por el hecho de que las subenanas son estrellas viejas formadas poco después del Big Bang a partir de materia reliquia que aún no ha estado en el interior de las estrellas y no ha sufrido la nucleosíntesis de elementos pesados ​​y, por lo tanto, no ha enriquecido en elementos pesados. Las subenanas pertenecen a la población estelar tipo II [8] .

Evolución después de la etapa de secuencia principal

En un momento determinado, cuando se acumula demasiado helio en el núcleo , la combustión de hidrógeno no puede continuar del mismo modo que antes. La evolución posterior de las estrellas depende esencialmente de su masa [63] .

Estrellas de baja masa

El estudio de la evolución de las estrellas de baja masa se complica por el hecho de que la duración de la etapa de la secuencia principal para ellas es más larga que la edad del Universo  ; entre las estrellas de baja masa todavía no hay aquellas que han dejado la principal. secuencia. Sin embargo, algunos datos se obtienen mediante cálculos teóricos: las estrellas con masas inferiores a 0,2  M ⊙ no se convertirán en gigantes rojas , ya que sus interiores son completamente convectivos, y por tanto químicamente homogéneos. Estas estrellas, a medida que acumulan helio , se calientan y se convierten en enanas azules [6] [64] .

Estrellas de masa intermedia

Etapa subgigante

Cuando el núcleo de una estrella de masa intermedia se convierte casi por completo en helio , las reacciones en él se detienen. El hidrógeno todavía está presente en la capa exterior alrededor del núcleo, donde las estrellas de hasta 1,5  M ⊙ de masa ya están experimentando la síntesis de helio. En estrellas con una masa mayor, el helio en la capa aún no se sintetiza: primero, comienza una compresión a corto plazo, lo que conduce al calentamiento de la capa central y al inicio de la combustión de hidrógeno en ella. La estrella se calienta un poco y se vuelve más brillante, y en el diagrama de Hertzsprung-Russell, la contracción corresponde a un movimiento hacia arriba y hacia la izquierda, el llamado gancho [ 41] [ 63] . 

La nueva fuente de energía de combustión de hidrógeno se llama fuente en capas y se mueve gradualmente hacia afuera, mientras crece el núcleo de helio. Esta etapa se denomina rama subgigante , y su duración es de aproximadamente un millón de años para estrellas de 6  M ⊙ y de unos 700 millones de años para estrellas de 1  M ⊙ [23] [34] . En este momento, el radio de la estrella aumenta y la temperatura disminuye; la luminosidad puede variar dentro de pequeños límites, es decir, la estrella se mueve principalmente hacia la derecha en el diagrama. La luminosidad del Sol al final de la etapa subgigante no diferirá mucho de la de su comienzo: 2,7  L ⊙ . La temperatura será 4900 K y el radio será 2.3  R ⊙ [23] . La corta duración de la etapa subgigante de las estrellas masivas conduce al hecho de que contiene un pequeño número de estrellas observables, y la región correspondiente en el diagrama se denomina brecha de Hertzsprung [34] [63] . Las estrellas masivas, al pasar por esta etapa, se encuentran temporalmente en la franja de inestabilidad y se convierten en Cefeidas , sin embargo, el paso de la franja de inestabilidad ocurre relativamente muy rápido, en 10 2 -10 4 años. Debido a esto, en algunas Cefeidas durante la astronomía observacional, se ha notado un cambio en el período de pulsaciones con el tiempo, pero por la misma razón, se conocen pocas Cefeidas de este tipo. Para estrellas suficientemente masivas, estar en el bucle azul (ver más abajo ) toma mucho más tiempo, durante el cual es posible la transición de la franja de inestabilidad; por lo tanto, las estrellas en este último también pueden convertirse en Cefeidas y permanecer así por mucho más tiempo que en la etapa subgigante [65] [66] .

Rama gigante roja

Al final de la etapa subgigante , el núcleo de helio de la estrella se vuelve bastante masivo y comienza a contraerse, pero la forma en que avanza este proceso depende de la masa de la estrella. En estrellas con una masa de más de 2,3  M ⊙ , la compresión del núcleo comienza debido a que en algún momento su masa supera el límite de Schoenberg-Chandrasekhar , mientras que la sustancia del núcleo permanece en un estado cercano a un gas ideal . En las estrellas de menor masa, el núcleo de helio comienza a contraerse después de que se degenera . Esto no afecta el paso de la etapa de gigante roja, pero cómo terminará exactamente esta etapa depende del estado del núcleo de helio [34] .

La compresión del núcleo provoca su calentamiento y una fuerte expansión de las capas exteriores de la estrella; el mecanismo exacto de esto es desconocido, pero debe suceder para que la ley de conservación de la energía y el teorema del virial se cumplan simultáneamente [67] . Después de la etapa subgigante, la estrella en cualquier caso pasa a la rama gigante roja , sin embargo, en estrellas de menor masa, el núcleo de helio resulta estar degenerado, y en estrellas de mayor masa, permanece en un estado cercano a un ideal. gas. Debido a esto, el comportamiento de las estrellas en la rama de las gigantes rojas es diferente [34] [63] [67] . En cualquier caso, la estrella tiene una zona de convección extendida en las capas exteriores, que en un momento determinado llega al núcleo, lo que conduce a la mezcla de materia en la estrella, el llamado primer scoop out . Hay un rápido aumento en el radio y la luminosidad, aunque la temperatura disminuye. El núcleo, al no tener una fuente de energía en el centro, se vuelve isotérmico, surge un fuerte viento estelar , lo que provoca cierta pérdida de masa de la estrella [34] [63] . El Sol permanecerá en la rama gigante roja durante unos 600 millones de años [23] .

Como resultado, en estrellas con una masa inicial de más de 2,3  M ⊙ , el helio se enciende gradualmente con un aumento de la temperatura y la densidad del núcleo: se sintetiza un núcleo de carbono a partir de tres núcleos de helio en el núcleo durante una reacción de triple helio . Para tales estrellas, la rama gigante roja termina aquí y se mueven hacia el bucle azul [34] [63] [67] .

En estrellas con menor masa, el núcleo permanece en un estado degenerado, por lo que la sustancia del núcleo conduce bien el calor y puede liberar energía rápidamente. Además, en este momento, la estrella emite una gran cantidad de neutrinos en el mecanismo de enfriamiento de neutrinos , por lo que se ralentiza el aumento de temperatura y se retrasa el reencendido del helio. No obstante, la masa del núcleo de helio aumenta y, con una masa de 0,48 a 0,50  M ⊙ , la temperatura es suficiente para desencadenar la triple reacción del helio, unos 10 8  K . A diferencia de las estrellas más pesadas, aquí el helio se enciende de forma explosiva y en pocos minutos se libera una gran cantidad de energía, la mayor parte de la cual se gasta en eliminar el estado degenerado de la materia central; este fenómeno se conoce como destello de helio [34] [63] [67] [68 ] . Inmediatamente antes del destello de helio, la masa del Sol será de 0,725 M ⊙ . Su radio será 170 R ⊙ , temperatura - 3100 K y luminosidad - 2300  L ⊙ [23] .

Finalmente, en el rango de masas de 0,2  a 0,5 M ⊙ , la estrella en algún momento pasa a la rama de gigante roja, pero resulta que no es lo suficientemente masiva como para que comience en ella la triple reacción del helio, y se convierte en una enana blanca . (ver abajo ) [6] [69] .

Rama horizontal

En estrellas con masas inferiores a 2,3  M ⊙ , un destello de helio y el inicio de reacciones termonucleares de helio ardiendo en el núcleo conducen a la desaparición de la zona convectiva y al rápido movimiento de la estrella hacia la secuencia principal. La estrella disminuye rápidamente de tamaño y se calienta, su luminosidad también disminuye y termina en la rama horizontal (también se encuentra el nombre de "rama gigante horizontal") o en el engrosamiento rojo  : en el diagrama de Hertzsprung-Russell, esto es la parte más a la derecha de la rama horizontal formada por estrellas con metalicidad , comparable a la solar [34] [63] . Para el Sol, la transición a la concentración roja tomará solo alrededor de 10 4 años, y al final de la transición tendrá un radio de 9.5  R ⊙ , una temperatura de 4700 K y una luminosidad de 41  L ⊙ [23 ] .

La posición específica de una estrella que acaba de entrar en la rama horizontal (la rama horizontal de edad cero) depende de la masa total de la estrella y la masa del núcleo de helio, así como del contenido de helio y elementos más pesados ​​en el exterior. caparazón. Las estrellas de la rama horizontal tienen casi las mismas luminosidades, pero difieren en temperatura, por lo que esta rama se ubica horizontalmente en el diagrama de Hertzsprung-Russell. Pasa a través de la franja de inestabilidad , la intersección con la que forma la brecha de Schwarzschild en el diagrama . No hay estrellas permanentes, solo variables como RR Lyrae . El espacio divide la rama en dos partes: fría y caliente, y las estrellas de la parte fría forman un racimo rojo en el diagrama [41] [67] .

En las estrellas de la rama horizontal, el helio se consume gradualmente en los núcleos, lo que provoca algún cambio en sus parámetros. En un momento determinado, se lanza una fuente de capa de helio y el núcleo de carbono-oxígeno se vuelve inactivo: la estrella abandona la rama horizontal [41] . Para el Sol, estar en la rama horizontal durará 110-130 millones de años, y durante este tiempo sus parámetros prácticamente no cambiarán [22] [23] .

Bucle azul

En estrellas con masas superiores a 2,3  M ⊙ , el helio no se enciende de forma explosiva, sino paulatina, por lo que evolucionan de forma diferente. No ocurre un cambio tan rápido en los parámetros y la posición en el diagrama, sin embargo, con un aumento en la producción de energía en el núcleo de helio, la estrella se encoge gradualmente y se vuelve más caliente, casi sin cambios en la luminosidad, y se mueve hacia la izquierda en el diagrama, pero luego regresa a la rama gigante. Esta parte de la pista evolutiva se llama bucle azul [34] [41] .

Una característica importante del bucle azul es que en él una estrella puede pasar a través de una franja de inestabilidad , por lo que se vuelve variable; en este caso, a diferencia de las estrellas en la rama horizontal, la estrella se convierte en una cefeida . La mayoría de las Cefeidas son precisamente las estrellas del bucle azul, ya que su paso dura mucho más que la etapa subgigante. Dependiendo de la masa y la metalicidad, la transición de la banda de inestabilidad puede ocurrir dos veces (cuando la temperatura aumenta y cuando disminuye), pero puede ocurrir una vez, si la temperatura de la estrella en el bucle azul no supera la temperatura alta. borde de la banda, o puede que no suceda en absoluto [41] [65] [66] . La duración del paso del bucle azul depende de la masa de la estrella: con una masa inicial de una estrella de 10 M ⊙ , el tiempo de paso será de 4 millones de años, y con una masa de 5  M ⊙ ,  será 22 millones de años [34] .

Rama asintótica de los gigantes

La rama asintótica de los gigantes se divide convencionalmente en dos partes. La primera parte comienza después de la etapa de la rama horizontal y el bucle azul, cuando las reservas de helio de las estrellas en los núcleos están casi agotadas, y los núcleos están compuestos principalmente por carbono y oxígeno . La combustión del helio en el núcleo termina y se lanza una fuente de lámina de helio, similar al hidrógeno, que se produce al finalizar la etapa de la secuencia principal . Las capas externas de la estrella nuevamente comienzan a expandirse rápidamente y la superficie, a enfriarse. Al mismo tiempo, se detiene la combustión de hidrógeno en la fuente estratificada. Al igual que en la rama de la gigante roja, aparece una capa convectiva extendida que, en el caso de estrellas con un peso superior a 3–5  M ⊙ (el valor exacto depende de la composición química inicial), en algún momento conduce a la mezcla de la materia ; [34] [41] .

Esto hace que la estrella en el diagrama de Hertzsprung-Russell se mueva hacia arriba y hacia la derecha. Para las estrellas con masas inferiores a 2,3  M ⊙ , la trayectoria de la estrella en el diagrama es bastante cercana a la rama gigante roja , con solo una temperatura ligeramente superior, por lo que esta etapa se denomina "rama gigante asintótica". El mismo término se usa para describir la evolución de estrellas más pesadas que 2,3  M ⊙ , aunque para ellas la rama gigante asintótica se encuentra mucho más alta que la rama gigante roja [34] [41] .

La segunda parte, conocida como fase de pulsación térmica  , ocurre cuando la fuente de la capa de helio alcanza la capa de hidrógeno restante. A partir de este momento, las fuentes de helio e hidrógeno comienzan a alternarse: la estrella se vuelve muy inestable, comienza a pulsar ya perder masa, expulsando materia y mezclando su propia materia varias veces; el período de pulsación de una estrella es de decenas a cientos de miles de años [70] . En esta etapa, las estrellas con masas superiores a 1,2–1,5 M ⊙ se someten a una tercera extracción , durante la cual una gran cantidad de carbono puede salir a la superficie , como resultado de lo cual la estrella puede convertirse en una estrella de carbono [34] . Las estrellas que pesan menos de 8 M ⊙ no son capaces de crear una temperatura lo suficientemente alta en las profundidades para iniciar la combustión nuclear del carbono , y para ellas esta etapa se convierte en la última en la que tienen lugar las reacciones termonucleares, después de que se suelta la capa de la estrella. , queda una enana blanca , que consta de carbono y oxígeno [34] [41] . Al final de esta etapa, la masa del Sol será de 0,54  M ⊙ [23] .

Estrellas de gran masa

Las etapas evolutivas de las estrellas con una gran masa inicial (más de 8  M ⊙ ) son similares a las de las estrellas menos masivas, pero también existen diferencias. Entonces, por ejemplo, la quema de helio en tales estrellas comienza incluso antes de que la estrella pase a la rama gigante roja, por lo que las estrellas más masivas se vuelven supergigantes , aumentan gradualmente y se enfrían, o, si pierden su envoltura debido a un fuerte viento estelar  , se vuelven supergigantes. convertirse en estrellas del tipo Wolf-Rayet [41] .

La evolución de las estrellas con masas de 8–10  M ⊙ procede de la misma manera que para las menos masivas, sin embargo, en las etapas finales de la evolución, pueden encender el carbono en su interior. El desencadenamiento de este proceso se ha denominado " detonación de carbono "; ocurre de forma explosiva, como un destello de helio [71] . En una detonación de carbono, se libera mucha energía, lo que no solo elimina la degeneración del gas del núcleo, sino que también puede provocar la explosión de una estrella como una supernova de tipo II . Si la estrella no explota, entonces el neón comienza a acumularse en el núcleo y posiblemente elementos más pesados. Tarde o temprano, el núcleo se degenera, después de lo cual son posibles dos situaciones: o la estrella arroja su caparazón después de una fase de pulsaciones de temperatura, o explota como una supernova . permanece en el lugar de la estrella , en el segundo, una estrella de neutrones [41] [72] [73] .

En estrellas con masas superiores a 10  M ⊙ , el núcleo de carbono-oxígeno que se forma en ellas no se degenera y no se produce la detonación del carbono; el carbono se enciende gradualmente cuando termina la combustión de helio en el núcleo. Un proceso similar ocurre con elementos más pesados, y en la estrella se forman varias fuentes de capas y capas de diferente composición química, que se propagan desde el centro de la estrella. La masa de la estrella determina en qué elemento terminará la fusión termonuclear  ; sin embargo, en cualquier caso, los elementos más pesados ​​que el hierro , que tiene la energía de enlace máxima de nucleones por nucleón, no se sintetizarán, ya que esto es energéticamente desfavorable [20] [41] . El hierro se forma en estrellas con una masa inicial de más de 10–15  M ⊙ [74] , pero en cualquier caso, aparece un núcleo en la estrella, en el que no se producen reacciones termonucleares, y su masa aumenta. En algún momento, el núcleo colapsa con la neutronización de la materia y la estrella misma explota como una supernova de tipo II. Dependiendo de la masa del remanente después de la explosión de una estrella, se convierte en una estrella de neutrones o en un agujero negro [41] [75] .

Etapas finales de la evolución estelar

Enanas blancas

Una enana blanca  es un objeto caliente de pequeñas dimensiones y una alta densidad de materia: con una masa del orden del sol , su radio es ~100 veces menor. Tan alta densidad es causada por el estado degenerado de su materia [76] .

Las estrellas con masas inferiores a 8–10 M⊙ se convierten en enanas blancas al final de su evolución . Para estrellas con masas inferiores a 0,2 M ⊙ este proceso se produce sin eyección de la envoltura, ya que son químicamente homogéneas debido a la convección constante y se convierten completamente en helio al final de su vida [6] [64] . Las estrellas de mayor masa, cuando en ellas arde una capa fuente, desprenden una parte importante de la masa, que se observa como una nebulosa planetaria . De la estrella misma, solo queda un núcleo degenerado que, habiendo perdido su caparazón, es una enana blanca. De las estrellas con una masa inicial de menos de 0,5 M⊙ , queda una enana blanca de helio, de las estrellas más masivas hasta 8 M⊙  , una enana de carbono - oxígeno . Si una estrella con una masa de 8–10 M ⊙ deja una enana blanca y no una estrella de neutrones , entonces consta de elementos más pesados: oxígeno, neón , magnesio y posiblemente otros elementos [41] [72] .

De una forma u otra, las enanas blancas no producen energía y solo irradian debido a la alta temperatura de la sustancia. Aunque el más caliente de ellos puede tener una temperatura superficial de 70.000 K , su luminosidad absoluta es baja debido al pequeño tamaño de la superficie radiante. Gradualmente, durante miles de millones de años, las enanas blancas se enfrían y se convierten en enanas negras [76] [77] .

Estrellas de neutrones

La masa de una enana blanca está limitada desde arriba por el límite de Chandrasekhar , igual a aproximadamente 1,46 M ⊙  : para una masa mayor, la presión del gas de electrones degenerados en cualquier radio de la enana blanca no puede compensar la fuerza de contracción gravitacional. En este caso, el núcleo se colapsa, en el que la mayor parte de su materia se neutroniza : los electrones se "comprimen" en protones , formando neutrones y emitiendo neutrinos. A densidades nucleares de la materia, la desintegración beta de los neutrones se vuelve energéticamente desfavorable y los neutrones se convierten en partículas estables [78] . El núcleo de la estrella no se convierte en una enana blanca, sino en una estrella de neutrones , mientras se libera una enorme cantidad de energía y se produce una explosión de supernova . Las estrellas con una masa inicial de más de 8–10 M ⊙ pueden convertirse tanto en estrellas de neutrones como en agujeros negros [41] [79] [80] .

Las estrellas de neutrones son objetos incluso más densos que las enanas blancas. La masa mínima posible de una estrella de neutrones es de 0,1 M⊙ , y en este caso el radio de una estrella de neutrones será de unos 200 km . Con una masa de unos 2 M ⊙ , el radio será aún menor, de unos 10 km [79] .

Agujeros negros

Si la masa del núcleo supera el límite de Oppenheimer-Volkov igual a 2–2,5 M ⊙ , la estrella de neutrones tampoco será estable frente a la contracción gravitacional y el colapso continuará. Se desconocen los estados de la materia que pueden evitar la contracción gravitatoria, y el núcleo colapsará aún más. En algún momento, su radio se vuelve igual al radio de Schwarzschild , en el cual la segunda velocidad cósmica se vuelve igual a la velocidad de la luz , y aparece un agujero negro de masa estelar [41] [79] .

Sin embargo, hay otro escenario para la formación de agujeros negros, en el que no ocurre una explosión de supernova ; en cambio, una estrella colapsa y se convierte en un agujero negro, una estrella que colapsa de esta manera se llama supernova fallida . Presuntamente, entre el 10 y el 30 % de las estrellas masivas terminan su vida de esta manera; sin embargo, hasta ahora los astrónomos han descubierto solo dos eventos de este tipo [81] [82] .

Evolución de estrellas en sistemas binarios cercanos

Las estrellas en sistemas binarios, si la distancia entre ellas es lo suficientemente grande, prácticamente no se afectan entre sí, por lo que su evolución puede considerarse como la evolución de dos estrellas separadas. Sin embargo, esto no es cierto para los sistemas binarios cercanos  , sistemas en los que las distancias entre las estrellas son comparables a sus tamaños. En tales sistemas, el tamaño de una o ambas estrellas puede exceder el tamaño del lóbulo de Roche para ellas y, en este caso, la materia puede comenzar a fluir hacia otra estrella o ser expulsada al espacio circundante. Debido a esto, las masas y las composiciones químicas de las estrellas cambian, lo que, a su vez, cambia el curso de la evolución estelar [10] [11] [83] [84] .

Sistemas cerrados de pequeña masa

Si ambas estrellas tienen una masa pequeña, por ejemplo, 2 y 1 M ⊙ , entonces la estrella más masiva se convertirá en una subgigante en el proceso de evolución , mientras que la segunda seguirá siendo una estrella de secuencia principal . En un momento determinado, el tamaño de la estrella mayor superará el tamaño de su lóbulo de Roche y la materia comenzará a fluir hacia la segunda. Como resultado del cambio en las masas de las estrellas por el desbordamiento, el desbordamiento de masa se acelerará, ya que las estrellas comenzarán a acercarse unas a otras, lo que se deriva de la ley de conservación del momento angular. Eventualmente, la estrella inicialmente más masiva perderá todo su caparazón y se convertirá en una enana blanca con una masa de 0,6 M ⊙ , mientras que la masa de la segunda estrella aumentará a 2,4 M ⊙ . Un aumento en la masa aumentará la velocidad de su evolución, la segunda estrella evolucionará, llenando su lóbulo de Roche, y el gas, que consiste principalmente en hidrógeno , de las capas exteriores de la segunda estrella fluirá desde ella hacia la enana blanca. Siempre que suficiente hidrógeno golpee una enana blanca, se producirá una explosión de fusión de hidrógeno en su superficie , que se observará como una explosión de nova . El flujo de masa continuará hasta que la masa de la enana blanca supere el límite de Chandrasekhar , lo que dará como resultado una supernova de tipo Ia [11] [83] .

Por ejemplo, el sistema binario cercano Algol evoluciona de acuerdo con este mecanismo . Relacionada con este sistema está la paradoja de Algol , explicada en la década de 1950: en este sistema, el componente A tiene una masa mayor que el componente B y debería evolucionar más rápido, pero Algol A es una estrella de secuencia principal y Algol B es un subgigante evolucionado. Antes de que las observaciones establecieran que el flujo másico ocurre en el sistema, la existencia de tal sistema parecía contradecir la teoría de la evolución estelar [83] .

Sistemas cerrados de gran masa

Como otro ejemplo, considere un sistema de dos estrellas con masas 20 y 8 M ⊙ . Como en el caso anterior , una estrella más masiva evolucionará antes y, al haber aumentado de tamaño, comenzará a perder materia. En unos pocos miles de años, perderá alrededor de 3/4 de su masa, convirtiéndose en una estrella Wolf-Rayet con una masa de 5 M ⊙ , compuesta principalmente de helio . En el núcleo de esta estrella, el helio se quemará con la formación de carbono y oxígeno , y después de una explosión de supernova , quedará un objeto compacto con una masa de aproximadamente 2 M ⊙ . El impulso de la materia expulsada durante una explosión de supernova puede acelerar el sistema a una velocidad espacial del orden de 100 km/s [10] [11] [83] [84] .

La segunda estrella, ya con una masa de 23 M⊙ , comenzará a expandirse y emitirá un fuerte viento estelar , cuya sustancia forma un disco de acreción alrededor de un objeto compacto, y al caer sobre la superficie de la estrella generará energía térmica. radiación de rayos X. Inicialmente, será bastante débil, pero cuando la estrella llene el lóbulo de Roche , su poder será de 10 3 -10 4 L ⊙ . En última instancia, son posibles tres resultados: la formación de un objeto con un disco de acreción supercrítico (un ejemplo es SS 433 ), la formación de una gigante roja con una estrella de neutrones en el núcleo ( objeto Thorn-Zhitkov ) y, finalmente, un Estrella Wolf-Rayet con un compañero compacto y una dispersión en el espacio del caparazón. En este último caso, una estrella de tipo Wolf-Rayet explotará como una supernova, lo que en la mayoría de los casos conducirá al colapso del sistema, pero es posible una situación en la que se conserve la conexión gravitacional de los componentes. En este caso, el sistema se convertirá en una estrella de neutrones binaria [10] [11] [83] [84] .

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Literatura

Enlaces

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