Constellation Knowledge Network - Ziwei Dou Shu - ¿Cómo se forman las enanas negras, las enanas blancas, las enanas rojas y los agujeros negros? Una enana negra es el producto de la evolución continua de una estrella enana blanca de tamaño similar al sol. A medida que desciende la temperatura de su superficie, la enana negra deja de emitir luz y calentarse. Dado que el ciclo de vida desde la formación de las estrellas hasta la evolución de las enanas negras es más largo que la edad del universo, no hay enanas negras en el universo actual. Si hoy en día existen enanas negras en el universo, sería extremadamente difícil detectarlas. Debido a que han dejado de emitir radiación, si la hay, es muy pequeña y la mayor parte está cubierta por la radiación cósmica de fondo de microondas. Por lo tanto, el único método de detección es la detección de la gravedad, pero este método no es eficaz para estrellas menos masivas. A diferencia de las enanas negras, las enanas marrones son demasiado pequeñas para tener suficiente gravedad para producir la fusión nuclear de átomos de hidrógeno. Las enanas negras tienen suficiente masa para brillar durante su era de secuencia principal. Enana marrón Una enana marrón es un objeto parecido a una estrella con una masa de aproximadamente 5 a 90 veces la de Júpiter. A diferencia de las estrellas ordinarias, las enanas marrones no pueden convertirse en estrellas de secuencia principal debido a una masa insuficiente, y sus núcleos no pueden fusionarse con átomos de hidrógeno para emitir luz y calor. Son enanas marrones, pero su interior y superficie están en estado de convección y no hay diferentes sustancias químicas presentes en las capas internas. La gente todavía está estudiando si las enanas marrones han tenido fusión nuclear en un lugar determinado en el pasado. Se sabe que las enanas marrones con una masa superior a 13 veces la de Júpiter pueden fusionar deuterio. Las enanas marrones, antes conocidas como "enanas negras", representan objetos estelares que flotan en el universo u objetos que no son lo suficientemente masivos como para sufrir reacciones nucleares. Pero el término "enana negra" ahora se refiere a algunas enanas blancas que dejaron de brillar y murieron. Los primeros modelos estelares señalaban que para que un cuerpo celeste se convirtiera en una estrella real, debía tener una masa de más de 80 Júpiter para producir reacciones nucleares. La teoría de las "enanas marrones" se propuso por primera vez a principios de la década de 1960, lo que significa que puede haber más enanas marrones que estrellas reales y, como no pueden emitir luz, encontrarlas es bastante difícil. Emiten luz infrarroja y pueden ser detectados por detectores de infrarrojos en tierra, pero pasaron décadas entre su introducción y su identificación. Estrella enana blanca Una estrella enana blanca es una estrella de baja luminosidad, alta densidad y alta temperatura. Debido a que es de color blanco y de tamaño relativamente pequeño, se le llama enana blanca. Las enanas blancas son estrellas que han evolucionado hasta sus últimos años. Al final de su evolución, una estrella expulsa grandes cantidades de material. Después de una gran pérdida de masa, si la masa restante del núcleo es inferior a 1,44 masas solares, entonces la estrella puede evolucionar hasta convertirse en una enana blanca. Algunas personas creen que las predecesoras de las enanas blancas pueden ser las nebulosas planetarias (un material en forma de anillo o disco en el universo compuesto de gas de alta temperatura y una pequeña cantidad de polvo, generalmente con una estrella de temperatura extremadamente alta, la estrella central). en su centro). Su energía nuclear se ha agotado básicamente y toda la estrella comienza a enfriarse y cristalizarse lentamente hasta que finalmente "muere". Enana marrón Una enana marrón es un objeto gaseoso similar a una estrella, pero no lo suficientemente masivo como para iniciar la reacción de fusión en su núcleo. Su masa está entre la de una estrella y la de un planeta. Una enana marrón es un cuerpo celeste que tiene entre el tamaño de las estrellas más pequeñas y los planetas más grandes. Debido a esto, las enanas marrones son muy débiles, lo que hace que encontrarlas sea muy complejo y determinar su tamaño aún más complejo. Sin embargo, recientemente los astrónomos han descubierto con éxito dos enanas marrones que forman un sistema estelar binario. Tras determinar los parámetros de sus órbitas alrededor del mismo centro de gravedad, se calculó el peso y el tamaño de las dos enanas marrones. Los astrónomos tardaron 65.438 02 años en descubrir estas dos enanas marrones. Observaron más de 300 noches y realizaron 65.438.0600 mediciones. Como resultado, calcularon todos los parámetros necesarios para dos enanas marrones bastante jóvenes (menos de 10.000 años). Están situados en la constelación de Orión, a 1.500 años luz de la Tierra. En un sistema estelar binario, la enana marrón más grande es 50 veces más grande que Júpiter, mientras que la enana marrón más pequeña es 30 veces más grande que Júpiter, es decir, sus diámetros son 70 y 50 veces el diámetro del sol respectivamente. Aunque a primera vista no son pequeños, sus masas son sólo 5,5 y 3,5 de la masa solar respectivamente. Las enanas marrones se llaman "estrellas fallidas". No tienen suficiente masa para convertirse en estrellas en llamas, pero aún así son mucho más masivas que Júpiter, el planeta más grande del sistema solar. Los astrónomos han descubierto enormes tormentas planetarias en estos extraños planetas, comparables a la tormenta de la Gran Mancha Roja en Júpiter. Debido a que las enanas marrones se enfrían con el tiempo, las moléculas de hierro gaseoso del planeta pueden condensarse en nubes de hierro líquido y lluvia.

¿Cómo se forman las enanas negras, las enanas blancas, las enanas rojas y los agujeros negros? Una enana negra es el producto de la evolución continua de una estrella enana blanca de tamaño similar al sol. A medida que desciende la temperatura de su superficie, la enana negra deja de emitir luz y calentarse. Dado que el ciclo de vida desde la formación de las estrellas hasta la evolución de las enanas negras es más largo que la edad del universo, no hay enanas negras en el universo actual. Si hoy en día existen enanas negras en el universo, sería extremadamente difícil detectarlas. Debido a que han dejado de emitir radiación, si la hay, es muy pequeña y la mayor parte está cubierta por la radiación cósmica de fondo de microondas. Por lo tanto, el único método de detección es la detección de la gravedad, pero este método no es eficaz para estrellas menos masivas. A diferencia de las enanas negras, las enanas marrones son demasiado pequeñas para tener suficiente gravedad para producir la fusión nuclear de átomos de hidrógeno. Las enanas negras tienen suficiente masa para brillar durante su era de secuencia principal. Enana marrón Una enana marrón es un objeto parecido a una estrella con una masa de aproximadamente 5 a 90 veces la de Júpiter. A diferencia de las estrellas ordinarias, las enanas marrones no pueden convertirse en estrellas de secuencia principal debido a una masa insuficiente, y sus núcleos no pueden fusionarse con átomos de hidrógeno para emitir luz y calor. Son enanas marrones, pero su interior y superficie están en estado de convección y no hay diferentes sustancias químicas presentes en las capas internas. La gente todavía está estudiando si las enanas marrones han tenido fusión nuclear en un lugar determinado en el pasado. Se sabe que las enanas marrones con una masa superior a 13 veces la de Júpiter pueden fusionar deuterio. Las enanas marrones, antes conocidas como "enanas negras", representan objetos estelares que flotan en el universo u objetos que no son lo suficientemente masivos como para sufrir reacciones nucleares. Pero el término "enana negra" ahora se refiere a algunas enanas blancas que dejaron de brillar y murieron. Los primeros modelos estelares señalaban que para que un cuerpo celeste se convirtiera en una estrella real, debía tener una masa de más de 80 Júpiter para producir reacciones nucleares. La teoría de las "enanas marrones" se propuso por primera vez a principios de la década de 1960, lo que significa que puede haber más enanas marrones que estrellas reales y, como no pueden emitir luz, encontrarlas es bastante difícil. Emiten luz infrarroja y pueden ser detectados por detectores de infrarrojos en tierra, pero pasaron décadas entre su introducción y su identificación. Estrella enana blanca Una estrella enana blanca es una estrella de baja luminosidad, alta densidad y alta temperatura. Debido a que es de color blanco y de tamaño relativamente pequeño, se le llama enana blanca. Las enanas blancas son estrellas que han evolucionado hasta sus últimos años. Al final de su evolución, una estrella expulsa grandes cantidades de material. Después de una gran pérdida de masa, si la masa restante del núcleo es inferior a 1,44 masas solares, entonces la estrella puede evolucionar hasta convertirse en una enana blanca. Algunas personas creen que las predecesoras de las enanas blancas pueden ser las nebulosas planetarias (un material en forma de anillo o disco en el universo compuesto de gas de alta temperatura y una pequeña cantidad de polvo, generalmente con una estrella de temperatura extremadamente alta, la estrella central). en su centro). Su energía nuclear se ha agotado básicamente y toda la estrella comienza a enfriarse y cristalizarse lentamente hasta que finalmente "muere". Enana marrón Una enana marrón es un objeto gaseoso similar a una estrella, pero no lo suficientemente masivo como para iniciar la reacción de fusión en su núcleo. Su masa está entre la de una estrella y la de un planeta. Una enana marrón es un cuerpo celeste que tiene entre el tamaño de las estrellas más pequeñas y los planetas más grandes. Debido a esto, las enanas marrones son muy débiles, lo que hace que encontrarlas sea muy complejo y determinar su tamaño aún más complejo. Sin embargo, recientemente los astrónomos han descubierto con éxito dos enanas marrones que forman un sistema estelar binario. Tras determinar los parámetros de sus órbitas alrededor del mismo centro de gravedad, se calculó el peso y el tamaño de las dos enanas marrones. Los astrónomos tardaron 65.438 02 años en descubrir estas dos enanas marrones. Observaron más de 300 noches y realizaron 65.438.0600 mediciones. Como resultado, calcularon todos los parámetros necesarios para dos enanas marrones bastante jóvenes (menos de 10.000 años). Están situados en la constelación de Orión, a 1.500 años luz de la Tierra. En un sistema estelar binario, la enana marrón más grande es 50 veces más grande que Júpiter, mientras que la enana marrón más pequeña es 30 veces más grande que Júpiter, es decir, sus diámetros son 70 y 50 veces el diámetro del sol respectivamente. Aunque a primera vista no son pequeños, sus masas son sólo 5,5 y 3,5 de la masa solar respectivamente. Las enanas marrones se llaman "estrellas fallidas". No tienen suficiente masa para convertirse en estrellas en llamas, pero aún así son mucho más masivas que Júpiter, el planeta más grande del sistema solar. Los astrónomos han descubierto enormes tormentas planetarias en estos extraños planetas, comparables a la tormenta de la Gran Mancha Roja en Júpiter. Debido a que las enanas marrones se enfrían con el tiempo, las moléculas de hierro gaseoso del planeta pueden condensarse en nubes de hierro líquido y lluvia.

A medida que se enfríen más, enormes tormentas atravesarán estas nubes, permitiendo que la brillante luz infrarroja escape al universo. Estrellas enanas rojas Según el diagrama de Herodoto, entre las muchas estrellas en la etapa de secuencia principal, el tamaño y la temperatura de las estrellas enanas rojas son relativamente pequeños y bajos, y pertenecen al tipo K o M en términos de clasificación espectral. Son abundantes en estrellas. El diámetro y la masa de la mayoría de las enanas rojas son menos de un tercio de los del Sol enano rojo, y su temperatura superficial también es inferior a 3.500 K. La luz emitida también es mucho más débil que la del Sol, a veces menos de 10.000 veces la luminosidad. del sol. Debido a que la fusión nuclear del hidrógeno en su interior es lenta, también tienen una vida útil prolongada. La gravedad interna de una estrella enana roja no es lo suficientemente fuerte como para ensamblar helio, por lo que es imposible que la estrella enana roja se expanda hasta convertirse en una estrella gigante roja y se contraiga gradualmente hasta que se agote el hidrógeno. Debido a que una enana roja puede vivir decenas de miles de millones de años, que es más que la edad del universo, actualmente no hay enanas rojas moribundas. Se puede deducir la edad aproximada de un cúmulo de estrellas basándose en la longevidad de las estrellas enanas rojas. Dado que las estrellas en el mismo cúmulo se formaron al mismo tiempo, un cúmulo más antiguo tiene más estrellas que han escapado de la etapa de secuencia principal, y las estrellas restantes de la secuencia principal tienen masas más bajas, pero no se puede encontrar ninguna estrella enana roja que haya escapado de la secuencia principal. La etapa estelar prueba indirectamente la existencia de la edad del universo. En la actualidad, mediante simulaciones por computadora de la evolución estelar y modelos de cronología cósmica, la etapa estelar de la secuencia principal del Sol ha recorrido unos 4.570 millones de años. Según la investigación, el rápido colapso de un grupo de moléculas de hidrógeno hace 4.590 millones de años formó la tercera generación de estrellas T Tauri y el primer grupo de estrellas, el Sol. La estrella recién nacida orbita en una órbita casi circular a unos 27.000 años luz del centro de la Vía Láctea. El Sol ha alcanzado la mediana edad en su fase estelar de secuencia principal, durante la cual las reacciones de nucleosíntesis estelar dentro de su núcleo fusionan hidrógeno en helio. En el núcleo del Sol, cada segundo se pueden convertir más de 4 millones de toneladas de materia en energía, produciendo neutrinos y radiación solar. A este ritmo, hasta ahora el Sol ha convertido aproximadamente 100 masas terrestres de materia en energía. El tiempo del Sol como estrella de secuencia principal dura aproximadamente 654,38 mil millones de años. El Sol no tiene la masa suficiente para explotar como supernova. En 5.000 a 6.000 millones de años, el hidrógeno del Sol se agotará, el núcleo estará formado principalmente por átomos de helio y el Sol se convertirá en una gigante roja. Cuando se agota el hidrógeno de su núcleo, el núcleo se encoge, la temperatura aumenta y las capas exteriores del Sol se expanden. Cuando su temperatura central aumente a 100.000.000 K, el helio se fusionará para producir carbono y entrará en la rama gigante asintótica. Cuando todo el helio del sol se convierta en carbono, el sol ya no emitirá luz y se convertirá en una estrella enana negra. El destino final del planeta sigue sin estar claro. Cuando el sol se convierte en gigante roja, su radio puede exceder 1 unidad astronómica, lo que excede la órbita actual de la Tierra y es 260 veces el radio actual del sol. Pero para entonces, como rama gigante asintótica, el Sol habrá perdido alrededor del 30% de su masa actual debido al viento estelar, por lo que se extrapolará la órbita planetaria. Sólo por esta razón, la Tierra puede sobrevivir a la devoración del Sol. Sin embargo, una nueva investigación muestra que la Tierra seguirá siendo tragada por el sol debido a la influencia de las mareas. Incluso si la Tierra evita ser derretida por el sol, su agua se evaporará y su atmósfera escapará. De hecho, incluso cuando el Sol era una estrella de la secuencia principal, se fue iluminando gradualmente y la temperatura de su superficie aumentó lentamente. El aumento de las temperaturas en el Sol hará que las temperaturas de la superficie de la Tierra aumenten en 900 millones de años, haciendo insostenible la vida tal como la conocemos actualmente. En los próximos 65.438 mil millones de años, el agua de la superficie terrestre desaparecerá por completo. Después de la etapa de gigante roja, intensos pulsos de calor se desprenden de la capa exterior del Sol, formando una nebulosa planetaria. Después de perder su capa exterior, sólo queda el núcleo de la estrella extremadamente caliente, que se convertirá en una enana blanca y se enfriará lentamente y se oscurecerá durante mucho tiempo. Este es un proceso de evolución típico de las estrellas de baja masa [3].

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