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...