Las estrellas son las más interesantes. objetos astronómicos, y representan los aspectos más fundamentales bloques de construcción galaxias. La edad, distribución y composición de las estrellas de una galaxia nos permite determinar su historia, dinámica y evolución. Además, las estrellas son responsables de la producción y distribución de elementos pesados como carbono, nitrógeno, oxígeno en el espacio, y sus características están estrechamente relacionadas con los sistemas planetarios que forman. Por tanto, el estudio del proceso de nacimiento, vida y muerte de las estrellas ocupa un lugar central en el campo astronómico.
El nacimiento de las estrellas
Las estrellas nacen en nubes de polvo y gas que se encuentran esparcidas por la mayoría de las galaxias. Un ejemplo sorprendente de la distribución de una nube de este tipo es la Nebulosa de Orión.
La imagen presentada combina imágenes de longitud de onda visible e infrarroja de los telescopios espaciales Hubble y Spitzer. Las turbulencias en las profundidades de estas nubes provocan la creación de nodos con masa suficiente para iniciar el proceso de calentamiento del material en el centro de este nodo. Es este núcleo caliente, más conocido como protoestrella, el que algún día podría convertirse en estrella.
Las simulaciones tridimensionales por computadora de la formación estelar muestran que las nubes de gas y polvo en rotación pueden romperse en dos o tres pedazos; Esto explica por qué la mayoría de las estrellas en vía Láctea están en parejas o en pequeños grupos.
No todo el material de la nube de gas y polvo acaba en la futura estrella. El material restante puede formar planetas, asteroides, cometas o simplemente permanecer como polvo.
Secuencia principal de estrellas.
Una estrella del tamaño de nuestro Sol tarda unos 50 millones de años en madurar desde su formación hasta la edad adulta. Nuestro Sol permanecerá en esta fase de madurez durante aproximadamente 10 mil millones de años.
Las estrellas se alimentan de la energía liberada en el proceso de fusión nuclear del hidrógeno con formación de helio en sus profundidades. La salida de energía de sus regiones centrales de la estrella proporciona la presión necesaria para evitar que la estrella colapse bajo la influencia de la gravedad.
Como se muestra en el diagrama de Hertzsprung-Russell, la secuencia principal de estrellas cubre amplia gama Luminosidad y color de las estrellas, que se pueden clasificar según estas características. Las estrellas más pequeñas se conocen como enanas rojas, tienen una masa de aproximadamente el 10% de la masa del Sol y emiten sólo el 0,01% de la energía en comparación con nuestra estrella. La temperatura de su superficie no supera los 3.000-4.000 K. A pesar de su tamaño diminuto, las enanas rojas son, con diferencia, el tipo de estrella más numeroso del Universo y tienen decenas de miles de millones de años.
Por otro lado, las estrellas más masivas, conocidas como hipergigantes, pueden tener una masa 100 veces o más la masa del Sol y una temperatura superficial de más de 30.000 K. Las hipergigantes liberan cientos de miles de veces más energía que el Sol. pero tienen vidas de sólo unos pocos millones de años. Los científicos creen que estrellas tan extremas estaban muy extendidas en el Universo temprano, pero hoy en día son extremadamente raras: solo se conocen unas pocas hipergigantes en toda la Vía Láctea.
Evolución de una estrella
En términos generales, cuanto más grande es una estrella, más corta es su vida útil, aunque todas las estrellas, excepto las supermasivas, viven miles de millones de años. Cuando una estrella ha producido completamente hidrógeno en su núcleo, reacciones nucleares en sus profundidades cesan. Privado de la energía necesaria para sostenerse, el núcleo comienza a colapsar sobre sí mismo y a calentarse mucho más. El hidrógeno restante fuera del núcleo continúa alimentando la reacción nuclear fuera del núcleo. El núcleo cada vez más caliente comienza a empujar las capas externas de la estrella hacia afuera, lo que hace que la estrella se expanda y se enfríe, convirtiéndola en una gigante roja.
Si la estrella es lo suficientemente masiva, el proceso de colapso del núcleo puede elevar su temperatura lo suficiente como para soportar reacciones nucleares más exóticas que consumen helio y producen varios elementos pesados, incluido el hierro. Sin embargo, tales reacciones proporcionan sólo un alivio temporal del colapso global de la estrella. Poco a poco, los procesos nucleares internos de la estrella se vuelven cada vez más inestables. Estos cambios provocan una pulsación en el interior de la estrella, que posteriormente provocará el desprendimiento de su capa exterior, rodeándola de una nube de gas y polvo. Lo que sucede a continuación depende del tamaño del núcleo.
El destino futuro de una estrella depende de la masa de su núcleo
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Para estrellas de tamaño mediano como el Sol, el proceso de despojar el núcleo de sus capas externas continúa hasta que se expulsa todo el material circundante. El núcleo restante, muy calentado, se llama enana blanca. Las enanas blancas son comparables en tamaño a la Tierra y tienen la masa de una estrella en toda regla. Hasta hace poco, seguían siendo un misterio para los astrónomos: por qué no se produce una mayor destrucción del núcleo. Mecánica cuántica resolvió este enigma. La presión de los electrones que se mueven rápidamente salva a la estrella del colapso. Cuanto más masivo es el núcleo, más denso se forma el enano. Así, que tamaño más pequeño enano blanco, más masivo es. Estas estrellas paradójicas son bastante comunes en el Universo: nuestro Sol también se convertirá en una enana blanca dentro de unos miles de millones de años. Debido a la falta de una fuente interna de energía, las enanas blancas eventualmente se enfrían y desaparecen en las vastas extensiones del espacio exterior. |
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Si una enana blanca se formó en un sistema estelar binario o múltiple, el final de su vida puede ser más intenso, lo que se conoce como formación. estrella nueva. Cuando los astrónomos pusieron este nombre a este evento, realmente pensaron que se estaba formando una nueva estrella. Sin embargo, hoy se sabe que en realidad estamos hablando acerca de sobre estrellas muy viejas: las enanas blancas. Si una enana blanca está lo suficientemente cerca de una estrella compañera, su gravedad puede extraer hidrógeno de las capas exteriores de la atmósfera de su vecina y crear su propia capa superficial. Cuando se acumula suficiente hidrógeno en la superficie de una enana blanca, se produce una explosión de combustible nuclear. Esto hace que su brillo aumente y el material restante se desprenda de la superficie. Al cabo de unos días, el brillo de la estrella disminuye y el ciclo comienza de nuevo. A veces, especialmente en enanas blancas masivas (cuya masa es superior a 1,4 masas solares), puede crecer demasiado gran cantidad material de modo que durante una explosión queden completamente destruidos. Este proceso se conoce como el nacimiento de una supernova. |
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Las estrellas de la secuencia principal con una masa de aproximadamente 8 masas solares o más están destinadas a morir en una poderosa explosión. Este proceso se llama nacimiento de una supernova. Una supernova no es sólo una gran nova. En una nova, sólo explotan las capas superficiales, mientras que en una supernova, el propio núcleo de la estrella colapsa. Como resultado, se libera una cantidad colosal de energía. En un periodo de varios días a varias semanas, una supernova puede eclipsar con su luz una galaxia entera. Los términos Nova y Supernova no describen con precisión la esencia del proceso. Como ya sabemos, físicamente no se produce la formación de nuevas estrellas. Se produce la destrucción de las estrellas existentes. Este error se explica por varios casos históricos en los que aparecieron en el cielo estrellas brillantes que hasta ese momento eran prácticamente o completamente invisibles. Este efecto y la aparición de una nueva estrella influyeron en la terminología. |
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Si en el centro de una supernova hay un núcleo con una masa de 1,4 a 3 masas solares, la destrucción del núcleo continuará hasta que los electrones y los protones se combinen y formen neutrones, que posteriormente formarán una estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones son objetos cósmicos increíblemente densos: su densidad es comparable a la densidad de un núcleo atómico. Porque un gran número de masa empaquetada en un volumen pequeño, gravedad en la superficie estrella neutrón simplemente increíble Las estrellas de neutrones tienen grandes campos magnéticos que pueden acelerar las partículas atómicas a su alrededor. polos magnéticos produciendo potentes rayos de radiación. Si dicho haz se orienta hacia la Tierra, entonces podemos detectar pulsos regulares en el rango de rayos X de esta estrella. En este caso se llama púlsar. |
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Si el núcleo de una estrella tiene más de 3 masas solares, durante su colapso se forma un agujero negro: un objeto infinitamente denso cuya gravedad es tan fuerte que ni siquiera la luz puede escapar de él. Dado que los fotones son la única herramienta mediante la cual podemos estudiar el universo, detectar agujeros negros directamente es imposible. Su existencia sólo puede conocerse indirectamente. Uno de los principales factores indirectos que indican la existencia de un agujero negro en una zona determinada es su enorme gravedad. Si hay algún material cerca del agujero negro, generalmente estrellas compañeras, será capturado por el agujero negro y atraído hacia él. La materia atraída se moverá hacia el agujero negro en espiral, formando un disco a su alrededor, que se calienta a temperaturas enormes, emitiendo grandes cantidades de rayos X y rayos gamma. Es su detección la que indica indirectamente la existencia de un agujero negro junto a la estrella. |
Artículos útiles que responderán a la mayoría. preguntas interesantes sobre las estrellas.
Objetos del espacio profundo
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SECUENCIA DE ACCIONES DEL INTERMEDIO- – lógica de actuación de un tercero para resolver un conflicto interpersonal. Incluye 17 pasos básicos. 1. Intenta imaginar cuadro grande conflicto y penetrar en su esencia analizando la información que tenemos. Estimar… …
SECUENCIA DE AUTORESOLUCIÓN DEL CONFLICTO- – la lógica de las acciones tomadas por un oponente psicológicamente más competente para poner fin al conflicto interpersonal. Incluye 17 pasos básicos. 1. Deja de pelear con tu oponente. Entiende que a través del conflicto no será posible proteger tu... Diccionario enciclopédico de psicología y pedagogía.
- ...Wikipedia
Las fiestas rusas son su estricta secuencia, estructura, patrón, combinación de brillo y semitonos, gran tristeza y gran alegría, Cuaresma indispensable...
Entonces, la metáfora es que se puede dibujar una imagen similar sobre las startups, y también resultará que hay una zona estrecha de estabilidad - la "secuencia principal" - y hay estados inestables más allá de ella. Los ejes pueden ser el consumo de efectivo (el ritmo al que se gastan las inversiones) y la tasa de crecimiento de métricas clave (cada proyecto tiene el suyo, por supuesto; en el caso más típico, este es el número de usuarios).
En la secuencia principal hay proyectos que saben equilibrar uno con otro. La situación ideal es un movimiento cuidadoso y fluido a través de ella: los gastos aumentan gradualmente y las tasas de crecimiento aumentan proporcionalmente (es decir, las tasas de crecimiento, ¡no las métricas en sí!). En otras palabras, el dinero invertido genera un crecimiento explosivo: la startup "despega".
Debajo de la secuencia principal se encuentra un enorme cementerio enano. Estos proyectos están congelados, no consumen dinero o consumen una cantidad muy pequeña y constante (en términos generales, costos de alojamiento), pero las métricas son estables, no crecen o prácticamente no crecen. Quizás alguien entre, se registre o incluso empiece a utilizarlo, pero esto no conducirá a una nueva ronda de crecimiento. (De experiencia personal esto es, por supuesto, 9 hechos).
Encima de la secuencia principal hay gigantes inflados artificialmente. El dinero se quema muy rápido (¡como el helio!), pero esto ocurre en el lugar equivocado o simplemente demasiado pronto: el mercado aún no está preparado para responder con el correspondiente aumento de métricas. El espectrograma de una startup de este tipo lo muestra muy claramente. rasgos característicos: exceso de personal, falta de crecimiento orgánico de usuarios (crecimiento solo a través del tráfico de compras), moviéndose de un lado a otro. La historia, por regla general, es la de un "inversor salvaje": alguien que cree firmemente en la idea, pero que al mismo tiempo no participa en el desarrollo profesional de las startups, no puede evaluar las necesidades del proyecto en la siguiente etapa. y da demasiado dinero. (Y esto también fue todo lo que teníamos con 9facts, por cierto).
Muy a menudo se puede observar cómo un proyecto sigue exactamente el mismo camino que una estrella en el proceso de su evolución: desde la secuencia principal hasta los gigantes (decidieron erróneamente que habían elegido el modelo que garantizaría un crecimiento explosivo y comenzaron a inyectar dinero). , y luego a los enanos (se quedó sin dinero). Bueno, dentro de esta rica metáfora se pueden ver varias analogías más divertidas.
Y la productividad de esta metáfora es ésta.
1) La secuencia principal es muy estrecha. Este es un camino delicado, es imposible recorrerlo sin una comprensión muy clara de cómo funciona la industria de riesgo en general (aprovecharé esta oportunidad para anunciar una vez más a , y ), sin un enfoque muy claro en la esencia de su producto, sin identificar ni monitorear sus propias métricas clave. sin pilotos experimentados, sin implicación, sin trabajo duro, ni siquiera fanatismo. Un paso a la izquierda, un paso a la derecha y será difícil, casi imposible, regresar. Si ocurre un descarrilamiento, debes dejarlo todo e intentar regresar. Este es el beneficio de mi metáfora para una startup.
2) Si el proyecto está obviamente fuera de la secuencia principal, no tiene sentido invertir en él, no tiene sentido considerarlo. Ninguna posibilidad. En particular, no tiene sentido considerar un proyecto que aún no ha comenzado, pero cuyos parámetros principales implican desde el principio una desviación de la secuencia principal (“contrataremos inmediatamente a 30 personas”). Éste es el beneficio de mi metáfora para el inversor; realmente ayuda a ahorrar tiempo.
3) Y, por supuesto, no debemos olvidar que las generalizaciones y los dogmas son útiles sólo cuando recuerdas su base lógica y puedes entender por ti mismo por qué en un caso determinado. situación específica La generalización no funcionará, pero el dogma se puede romper.
Y finalmente, unas palabras sobre cómo se ve la secuencia principal para las startups. (Naturalmente, esto sólo puede discutirse de forma muy generalizada; los mercados, países, etc. varían mucho).
Todo comienza en esa parte del cronograma donde aún no hay usuarios, y en esta etapa el equipo no puede tener más de 2 o 3 personas y no puede quemar cientos de miles de rublos por mes, y sería mejor no hacerlo. quemar cualquier cosa. El prototipo está listo, se ha formulado la hipótesis principal, se han iniciado intentos de promoción, se ha recaudado financiación inicial: el equipo puede tener de 5 a 6 personas, puede gastar un par de cientos de miles al mes, pero debe haber clientes. incluso en modo de prueba beta, y una parte importante del dinero no debería destinarse al desarrollo. El producto ya fue creado, los clientes lo están utilizando y comenzaron a pagar el primer dinero, logramos atraer importantes fondos de business angels; lo principal en esta etapa es detener en algún momento el crecimiento de los costos de desarrollo, centrándonos en el desarrollo empresarial y obtención de métricas sostenibles; No puedes gastar millones todavía. Se ha logrado un crecimiento estable, se ha recaudado la primera ronda de financiación de riesgo; esto no es motivo para una dotación de personal descontrolada y un manejo descuidado del dinero, los proyectos exitosos aquí crecen hasta 10-20 personas y mantienen sus costos entre 50 y 100 mil dólares; por mes. Etcétera.
En definitiva, todo es como en el espacio, con una única diferencia.
Allí, el 90% de las estrellas están en la secuencia principal, y no sería una gran exageración decir que el 90% de las startups intentan encontrarse fuera de ella.
De entrevistas y presentaciones de esta semana:
- la startup A ya ha gastado 1,5 millones de dólares en dos años en el desarrollo del producto, la demanda de la solución no ha sido probada, la base de usuarios no está creciendo, están tratando de atraer otros 2 millones de dólares, principalmente para continuar con el desarrollo (¿quién se lo dará?) a ellos? y, lo más importante, ¿a qué valoración?),
- la startup B se ha quedado sin todo el dinero recaudado en la etapa inicial y los fundadores continúan trabajando en ella en paralelo con su trabajo principal, mientras que los competidores han avanzado a buen ritmo; Hubo un tiempo en que los fundadores no hicieron inversiones decentes y con una buena valoración, tratando de no diluirse y contando con propia fuerza, y ahora ya están de acuerdo con una estimación significativamente más baja, pero...,
- la startup B está intentando recaudar varias decenas de millones de rublos en la fase de idea y tiene previsto reunir un equipo de unas 20 personas para crear un prototipo y comprobar la hipótesis,
... etcétera.
Publicado en febrero. 17/2013 a las 14:10 |
Las estrellas son enormes bolas de plasma luminoso. Hay una gran cantidad de ellos dentro de nuestra galaxia. Las estrellas jugaron un papel importante en el desarrollo de la ciencia. También aparecieron en los mitos de muchos pueblos y sirvieron como herramientas de navegación. Cuando se inventaron los telescopios y se descubrieron las leyes del movimiento de los cuerpos celestes y la gravedad, los científicos se dieron cuenta de que todas las estrellas son similares al Sol.
Las estrellas de secuencia principal incluyen todas aquellas en las que el hidrógeno se convierte en helio. Dado que este proceso es característico de la mayoría de las estrellas, la mayoría de las luminarias observadas por los humanos entran en esta categoría. Por ejemplo, el Sol también pertenece a este grupo. Alpha Orionis, o, por ejemplo, el satélite de Sirio, no pertenece a las estrellas de la secuencia principal.
Por primera vez, los científicos E. Hertzsprung y G. Russell abordaron la cuestión de comparar las estrellas con sus clases espectrales. Crearon un diagrama que mostraba el espectro y la luminosidad de las estrellas. Posteriormente, este diagrama recibió su nombre. La mayoría de las luminarias ubicadas en él se denominan cuerpos celestes de secuencia principal. Esta categoría incluye estrellas que van desde supergigantes azules hasta enanas blancas. La luminosidad del Sol en este diagrama se toma como unidad. La secuencia incluye estrellas de diferentes masas. Los científicos han identificado las siguientes categorías de luminarias:
Desde un punto de vista estructural, el Sol se puede dividir en cuatro zonas convencionales, dentro de las cuales varios procesos fisicos. La energía de radiación de la estrella, así como la energía térmica interna, surge en las profundidades de la estrella y se transmite a las capas exteriores. La estructura de las estrellas de la secuencia principal es similar a la estructura de la estrella. sistema solar. La parte central de cualquier luminaria que pertenece a esta categoría en el diagrama de Hertzsprung-Russell es el núcleo. Allí se producen constantemente reacciones nucleares, durante las cuales el helio se convierte en hidrógeno. Para que los núcleos de hidrógeno choquen entre sí, su energía debe ser mayor que la energía repulsiva. Por lo tanto, tales reacciones ocurren sólo bajo condiciones muy altas temperaturas. La temperatura en el interior del Sol alcanza los 15 millones de grados centígrados. A medida que se aleja del núcleo de la estrella, disminuye. En el límite exterior del núcleo, la temperatura ya es la mitad del valor en la parte central. La densidad del plasma también disminuye.
Pero no sólo en su estructura interna las estrellas de la secuencia principal son similares al Sol. Las luminarias de esta categoría también se distinguen por el hecho de que en su interior las reacciones nucleares se producen mediante un proceso de tres etapas. De lo contrario, se llama ciclo protón-protón. En la primera fase, dos protones chocan entre sí. Como resultado de esta colisión aparecen nuevas partículas: deuterio, positrones y neutrinos. A continuación, el protón choca con una partícula de neutrino y aparece un núcleo del isótopo helio-3, así como un cuanto de rayos gamma. En la tercera etapa del proceso, dos núcleos de helio-3 se fusionan y se forma hidrógeno ordinario.
Durante estas colisiones, las reacciones nucleares producen continuamente partículas de neutrinos elementales. Superan las capas inferiores de la estrella y vuelan al espacio interplanetario. También se detectan neutrinos en la Tierra. La cantidad que registran los científicos que utilizan instrumentos es desproporcionadamente menor de lo que los científicos suponen que debería ser. Este problema es uno de los mayores misterios de la física solar.
La siguiente capa en la estructura del Sol y de las estrellas de la secuencia principal es la zona radiativa. Sus límites se extienden desde el núcleo hasta una capa delgada ubicada en el borde de la zona convectiva: la tacoclina. La zona radiante recibe su nombre de la forma en que se transfiere la energía desde el núcleo a las capas exteriores de la estrella: la radiación. Los fotones que se producen constantemente en el núcleo se mueven en esta zona y chocan con los núcleos de plasma. Se sabe que la velocidad de estas partículas es igual a la velocidad de la luz. Pero a pesar de esto, los fotones tardan alrededor de un millón de años en alcanzar el límite de las zonas convectiva y radiante. Este retraso se produce debido a la constante colisión de fotones con los núcleos de plasma y su reemisión.
El Sol y las estrellas de la secuencia principal también tienen una zona delgada que parece desempeñar un papel importante en la formación. campo magnético luminaria Se llama tacoclina. Los científicos sugieren que aquí es donde ocurren los procesos de dinamo magnético. Consiste en el hecho de que los flujos de plasma extraen magnéticos. líneas eléctricas y aumentar la intensidad general del campo. También hay sugerencias de que en la zona de tacoclina se produce un cambio brusco en la composición química del plasma.
Esta área es la capa más externa. Su límite inferior se encuentra a una profundidad de 200 mil km y su límite superior llega a la superficie de la estrella. Al comienzo de la zona convectiva, la temperatura sigue siendo bastante alta, alcanzando unos 2 millones de grados. Sin embargo, este indicador ya no es suficiente para que se produzca el proceso de ionización de los átomos de carbono, nitrógeno y oxígeno. Esta zona debe su nombre al método por el cual la materia se transfiere constantemente desde las capas profundas a las externas: convección o mezcla.
En una presentación sobre estrellas de secuencia principal, se puede señalar el hecho de que el Sol es una estrella ordinaria en nuestra galaxia. Por lo tanto, una serie de preguntas, por ejemplo, sobre las fuentes de su energía, la estructura y la formación del espectro, son comunes tanto al Sol como a otras estrellas. Nuestra estrella es única en cuanto a su ubicación: es la estrella más cercana a nuestro planeta. Por ello, su superficie es objeto de un estudio detallado.
La capa visible del Sol se llama fotosfera. Es ella quien emite casi toda la energía que llega a la Tierra. La fotosfera está formada por gránulos, que son nubes alargadas de gas caliente. Aquí también se pueden observar pequeños puntos llamados antorchas. Su temperatura es aproximadamente 200 o C más alta que la masa circundante, por lo que difieren en brillo. Las antorchas pueden durar hasta varias semanas. Esta estabilidad surge debido a que el campo magnético de la estrella no permite que los flujos verticales de gases ionizados se desvíen en dirección horizontal.
Además, a veces aparecen áreas oscuras en la superficie de la fotosfera: núcleos puntuales. A menudo, las manchas pueden crecer hasta un diámetro que excede el diámetro de la Tierra. Como regla general, aparecen en grupos y luego crecen. Poco a poco se van partiendo en secciones más pequeñas hasta desaparecer por completo. Aparecen manchas a ambos lados del ecuador solar. Cada 11 años, su número, así como la superficie ocupada por las manchas, alcanza un máximo. A partir del movimiento observado de las manchas solares, Galileo pudo detectar la rotación del Sol. Esta rotación se refinó posteriormente mediante análisis espectral.
Hasta ahora, los científicos se preguntan por qué el período de aumento de las manchas solares es exactamente de 11 años. A pesar de las lagunas en el conocimiento, la información sobre las manchas solares y la periodicidad de otros aspectos de la actividad de una estrella brinda a los científicos la capacidad de hacer predicciones importantes. Al estudiar estos datos, se pueden hacer predicciones sobre la aparición de tormentas magnéticas y perturbaciones en las comunicaciones por radio.
Se llama la cantidad de energía que emite una estrella en una unidad de tiempo. Este valor se puede calcular a partir de la cantidad de energía que llega a la superficie de nuestro planeta, siempre que se conozca la distancia de la estrella a la Tierra. Las estrellas de la secuencia principal son más luminosas que las estrellas frías y de baja masa y menos luminosas que las estrellas calientes, que tienen entre 60 y 100 masas solares.
Las estrellas frías están en la esquina inferior derecha en relación con la mayoría de las luminarias, y las estrellas calientes están en la esquina superior izquierda. Además, para la mayoría de las estrellas, a diferencia de las gigantes rojas y las enanas blancas, la masa depende del índice de luminosidad. Cada estrella pasa la mayor parte de su vida en la secuencia principal. Los científicos creen que las estrellas más masivas viven vidas mucho más cortas que aquellas con poca masa. A primera vista, debería ser al revés, porque tienen más hidrógeno para quemar y tienen que gastarlo más tiempo. Sin embargo, las estrellas masivas consumen su combustible mucho más rápido.
Estrellas de secuencia principal
Unidades
La mayoría de las características estelares suelen expresarse en SI, pero también se utiliza GHS (por ejemplo, la luminosidad se expresa en ergios por segundo). La masa, la luminosidad y el radio suelen darse en relación con nuestro Sol:
Para indicar la distancia a las estrellas se utilizan unidades como el año luz y el pársec.
Largas distancias, como el radio de las estrellas gigantes o el semieje mayor de los sistemas estelares binarios a menudo se expresan mediante
unidad astronómica (UA): la distancia promedio entre la Tierra y el Sol (150 millones de kilómetros).
Fig. 1 – Diagrama de Hertzsprung-Russell
tipos de estrellas
Las clasificaciones de estrellas comenzaron a construirse inmediatamente después de que se comenzaron a obtener sus espectros. En una primera aproximación, el espectro de una estrella puede describirse como el espectro de un cuerpo negro, pero con líneas de absorción o de emisión superpuestas. Según la composición y fuerza de estas líneas, a la estrella se le asignó una u otra clase específica. Esto es lo que hacen ahora, sin embargo, la división actual de las estrellas es mucho más compleja: además, incluye la magnitud estelar absoluta, la presencia o ausencia de variabilidad en el brillo y el tamaño, y las principales clases espectrales se dividen en subclases.
A principios del siglo XX, Hertzsprung y Russell trazaron en un diagrama varias estrellas de “magnitud absoluta” - “clase espectral”, y resultó que la mayoría de ellas están agrupadas según una curva estrecha. Posteriormente este diagrama (ahora llamado Diagrama de Hertzsprung-Russell) resultó ser la clave para comprender e investigar los procesos que ocurren dentro de una estrella.
Ahora que hay una teoría estructura interna Las estrellas y la teoría de su evolución, fue posible explicar la existencia de clases de estrellas. Resultó que toda la variedad de tipos de estrellas no es más que un reflejo. características cuantitativas estrellas (tales como masa y composición química) y la etapa evolutiva en la que se encuentra actualmente la estrella.
En catálogos y por escrito, la clase de estrella se escribe en una palabra, con designación de letra clase espectral principal (si la clase no está definida con precisión, se escribe un rango de letras, por ejemplo, O-B), luego se especifica la subclase espectral en números arábigos, luego se especifica la clase de luminosidad (número de región en el diagrama de Hertzsprung-Russell) en números romanos, y luego viene información adicional. Por ejemplo, el Sol tiene una clase G2V.
La clase de estrellas más numerosa son las estrellas de secuencia principal; nuestro Sol también pertenece a este tipo de estrellas. Desde un punto de vista evolutivo, la secuencia principal es el lugar del diagrama de Hertzsprung-Russell donde una estrella pasa la mayor parte de su vida. En este momento, las pérdidas de energía debidas a la radiación se compensan con la energía liberada durante las reacciones nucleares. La vida útil de la secuencia principal está determinada por la masa y la fracción de elementos más pesados que el helio (metalicidad).
La clasificación espectral de estrellas moderna (Harvard) se desarrolló en el Observatorio de Harvard en 1890-1924.
| Clasificación espectral básica (Harvard) de estrellas | ||||
| Clase | Temperatura, k | color verdadero | color visible | Principales características |
| oh | 30 000-60 000 | azul | azul | Líneas débiles de hidrógeno neutro, helio, helio ionizado, Si, C, N multiionizado. |
| B | 10 000-30 000 | blanco azul | blanco-azul y blanco | Líneas de absorción de helio e hidrógeno. Líneas débiles H y K de Ca II. |
| A | 7500-10 000 | blanco | blanco | Fuerte serie de Balmer, las líneas H y K de Ca II se intensifican hacia la clase F. Además, más cerca de la clase F, comienzan a aparecer líneas de metales. |
| F | 6000-7500 | amarillo blanco | blanco | Las líneas H y K del Ca II, las líneas de los metales, son fuertes. Las líneas de hidrógeno comienzan a debilitarse. Aparece la línea Ca I. Aparece y se intensifica la banda G formada por las líneas Fe, Ca y Ti. |
| GRAMO | 5000-6000 | amarillo | amarillo | Las líneas H y K del Ca II son intensas. Línea Ca I y numerosas líneas metálicas. Las líneas de hidrógeno continúan debilitándose y aparecen bandas de moléculas de CH y CN. |
| k | 3500-5000 | naranja | naranja amarillento | Las líneas de metal y la banda G son intensas. La línea de hidrógeno es casi invisible. Aparecen bandas de absorción de TiO. |
| METRO | 2000-3500 | rojo | rojo naranja | Las bandas de TiO y otras moléculas son intensas. La banda G se está debilitando. Las líneas metálicas todavía son visibles. |
enanas marrones
Las enanas marrones son un tipo de estrella en las que las reacciones nucleares nunca podrían compensar la energía perdida por la radiación. Durante mucho tiempo, las enanas marrones fueron objetos hipotéticos. Su existencia fue predicha a mediados del siglo XX, basándose en ideas sobre los procesos que ocurren durante la formación de estrellas. Al mismo tiempo, en 2004 se descubrió por primera vez una enana marrón. Hasta la fecha se han descubierto bastantes estrellas de este tipo. Su clase espectral es M - T. En teoría, se distingue otra clase, denominada Y.
Estrellas de secuencia principal: concepto y tipos. Clasificación y características de la categoría "Estrellas de Secuencia Principal" 2017, 2018.
