Post on 28-Jan-2016
Evolución estelar:del huevo a las supernovas
Algunos números
MSol = 2 1030 kg
MJupiter = 2 1027 kg
MTierra = 6 1024 kg
RSol = 700 000 km
TSol = 6000 C (superficie)
Hay alrededor de 2000 estrellas en una esfera centrada en el Sol y de radio 80 años luz (25 pc)
¿Qué es una estrella?
Una estrella es, en una definición sencilla, una esfera de gas, en su mayor parte formada por hidrógeno (H) y helio (He) con un núcleo muy caliente donde se producen las reacciones nucleares de fusión que son el origen de la luminosidad emergente en su superficie.
Energía
4 protones
1 núcleo de helio
(2 protones + 2 neutrones)
E = m c2
La cadena p – p
¿Cómo es una estrella?
Fotosfera T ~ 103 -
104 C
Núcleo T
107 C
Fotones
Neutrinos
¡En el Sol un fotón tarda unos 100 000 años en viajar del núcleo a la fotosfera!
La composición de las estrellasLa composición química de la mayoría de las estrellas es muy similar a la del Sol. Las abundancias relativas, para los elementos más significativos son:
Hidrógeno (H)
Helio (He)
Carbono (C)
Nitrógeno (N)
Oxígeno (O)
Neon (Ne)
Silicio (Si)
Azufre (S)
Hierro (Fe)
70.9%
27.4%
0.29%
0.10%
0.77%
0.12%
0.07%
0.04%
0.16%
91.0%
8.9%
0.03%
0.008%
0.07%
0.01%
0.003%
0.002%
0.003%
Masa Átomos
Nidos de estrellas
El nacimiento de las estrellas
Nubes de hidrógeno y polvo interestelar
Energía
4 protones
1 núcleo de helio
(2 protones + 2 neutrones)
El nacimiento de las estrellas
Una simulación por ordenador
Matthew Bates (Universidad de Exeter) Diámetro inicial de la nube: 12 375 000 000 000 km
Estrellas muy “jóvenes”
Estrellas jóvenes: las Pléyades
Cúmulo estelar joven: 125 000 000 años
La “secuencia principal”Es la etapa de la vida de la
estrella en la que las reacciones predominantes en el núcleo son
4 H+ He++ + energía
El Sol lleva en esta fase 5 000 000 000 años y quema en cada segundo unos 500 millones de toneladas de H
Tamaño de la Tierra
Propiedades en la secuencia principal
120 MSol 15 RSol
T = 50 000 C
12 MSol 8 RSol
T = 30 000 C
2.5 MSol 2.5 RSol
T = 9500 C
1.5 MSol 1.5 RSol
T = 7000 C
1 MSol 1 RSol
T = 6 000 C
0.7 MSol 0.7 RSol
T = 5000 C
0.5 MSol 0.6 RSol
T = 3500 C
M < 0.08 MSol límite subestelar
Enanas marrones
Eyecciones de masa coronales
¿Cómo es la vida de las estrellas?
La vida de la estrella es una batalla de la presión contra la gravedad
Presión de radiación
Gravedad
¿Qué sucede cuando acaba el H en el núcleo?
La gravedad comienza a dominar
Capa de H en ignición
Núcleo de He
Capa de H inerte
El núcleo se contrae
Las capas exteriores se expanden
Fase de gigante roja
Estrellas de tipo solar
¿Y más tarde?...
El núcleo de He hace ignición, produciendo C y O
Núcleo de C y OLa estrella adquiere una estructura de “cebolla” y diversos fenómenos producen la expansión de la envoltura
Capa de H inerte
Capa de H en ignición
Capa de He en ignición
Nebulosas “planetarias” (¡ojo!)
Algunos ejemplos: la nebulosa “Raya”
...y la nebulosa de la “Hormiga”
Masa < 1.44 MSol
Densidad 106 - 107 g/cm3
Radio 1 RTierra
Enanas blancas
¿Qué sucede con las estrellas más masivas?El núcleo va produciendo elementos más y más
pesados
Núcleo de Fe, Ni, S
El hierro es el elemento más estable: la estructura de la estrella colapsa sobre el núcleo
Capa de H, He
Capa de C, O
Capa de O, Mg, Si
Se produce una explosión: supernovas
Nebulosa del Cangrejo
SN 1054
Estrellas de neutrones (“púlsares”)
Eje de rotación
Haz de radiación
Haz de radiación
1.44 MSol < Masa < 3 MSol
Densidad 1013 - 1015 g/cm3
Radio 30 km
Un ejemplo cercano: SN 1987A
Restos de supernovas
...y agujeros negros
Composición artística del agujero negro y de su
estrella compañera en el microcuásar GRO J1655-40
Masa > 8 MSol
La materia se halla comprimida en un estado desconocido
...y agujeros negros (ahora en serio)
Un esquema de la evolución estelar
Cortesía de José María Cruz
...y el ciclo de la vida continúa...