Gigante Roja vs Sol Nebulosas planetarias

• Durante su etapa de juventud y madurez, las
estrellas consumen el Hidrógeno del que
disponen en su núcleo y almacenan el Helio
que obtienen como residuo.
• Recordemos que a este período de la vida
de una estrella lo llamamos la Secuencia
Principal, y que las estrellas menos masivas
(enanas) viven mucho más: T más baja,
completamente convectivas…)
• Veremos qué le ocurre a las estrellas una
vez han consumido ese Hidrógeno. Lo
que hagan depende de su masa inicial.
Evolución para masa baja (1 M )
Gigante Roja vs Sol
• Cuando acaba el H del núcleo se contrae,
T en el núcleo ↑↑ y comienzan reacciones
en el núcleo de He que formó.
Diámetro = 1 U.A. (Arturo, Aldebarán…)
• La fusión del Helio origina como residuo
Carbono, Oxígeno, Nitrógeno... (elementos
cada vez más pesados). Recordatorio: los
EQ se forman en las estrellas !!!
• A la vez las capas exteriores se expanden.
La estrella está en la fase de Gigante Roja
(se vuelve más luminosa y rojiza).
• El proceso de expansión de las capas
exteriores continúa, originando una nebulosa
planetaria. El núcleo, ya sin fusión del Helio,
queda al descubierto y es lo que conocemos
como una enana blanca.
Nebulosas planetarias
• “Cadáver” (estrella degenerada) de C, del
tamaño de la Tierra y densidad de unos 1.000
kg por cm3.
• Las enanas blancas son en un comienzo muy
calientes y poco luminosas. Con los millones
de años se enfrían y se vuelven oscuras e
indetectables (materia oscura ?).
Líneas de emisión intensas de Oxígeno ionizado
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Abell 39
Se enriquece el medio interestelar con elementos creados en el interior de las estrellas:
diferentes poblaciones estelares y diferentes evoluciones…
Evolución para masas altas
• Cuando se acaba el H fusiona el He para
dar C y N. Cuando acaba el He empieza a
fusionar el C y el N, sintetizando elementos
cada vez más pesados.
• Al mismo tiempo, la atmósfera estelar se
expande varias U.A’s. Es la fase de
Supergigante Roja.
Betelgeuse
• La estrella se encuentra con un núcleo de
Fe que ya no puede fusionar.
• La temperatura del núcleo produce
fotodesintegración y neutronización. El
núcleo colapsa a un objeto supercompacto
y las capas exteriores son barridas por
viento de neutrinos (pueden llegar a rebotar
en el núcleo compacto). Es una explosión
de Supernova de tipo II.
• Se sintetizan elementos pesados y se
enriquece el MI.
• El brillo de la explosión puede igualar al
de toda una galaxia.
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Supernova en NGC 4526
• En nuestra galaxia hemos visto unas 8
supernovas en los últimos dos milenios.
Ocurrirán más que no podemos observar al
tener lugar en posiciones de la galaxia ocultas
a nuestros ojos.
• Ahora bien, por su alto brillo, todos los años
observamos un buen número de supernovas
en galaxias distantes.
Supernovas históricas: SN 1006
• Registros de observadores asiáticos,
europeos y árabes del año 1006.
Constelación de Lupus. Llegó a alcanzar
magnitud aparente -7. Tipo II.
• Se corresponde con la
radiofuente PKS 1459
– 41, situada a unos
7.200 años luz.
Supernovas en la Galaxia del Remolino (M51)
Supernovas históricas: SN 1054
Supernovas históricas: SN 1181
• Registros de observadores asiáticos y árabes
del año 1054. Constelación de Tauro. Llegó a
alcanzar magnitud aparente -3 / -5. Tipo II.
• Registros de observadores chinos y
japoneses del año 1181. Situada en
Casiopea, alcanzó magnitud -1. Tipo II.
• Se corresponde con
el Remanente del
Cangrejo (M1),
situado a unos 6.000
años luz.
• Se corresponde con
el púlsar 3C 58.
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Supernovas históricas: SN 1572 (de Tycho)
• Se observó en el año 1572 en la constelación
de Casiopea. Llegó a alcanzar magnitud
aparente -4. Tipo I.
• Su remanente se
sitúa a unos 7.500
años luz.
Supernovas históricas: SN 1604 (de Kepler)
• Se observó en el año 1604 en la constelación
de Ofiuco. Llegó a alcanzar magnitud
aparente -2,5. Tipo I.
• Su remanente se
sitúa a unos 20.000
años luz.
• Última supernova
observada en la Vía
Láctea.
• SN 1987 A fue la última gran supernova
observada.
• Se observó en el año
1987 en la Gran Nube
de Magallanes
(constelación de la
Dorada), a unos
170.000 años luz del
Sol. Alcanzó magnitud
aparente 3. Tipo II.
• Distinguimos entre los diferentes tipos de
supernovas por su curva de luz (máxima
luminosidad y perfil). También por las
líneas que observamos en el espectro.
• Una de las expresiones más importantes de la
Astronomía relaciona el brillo aparente de las
estrellas (m) con su luminosidad intrínseca
(M) y la distancia a la que se encuentran (d):
m – M = - 5 + (5 x log d)
Por ejemplo, Vega es una estrella de m = 0
y M = 0’58. Determinados esos dos datos
puedo despejar d, y obtener d=7’65 parsecs
(25 años luz)
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• Los astrónomos, cuando vemos una Supernova
en una galaxia lejana podemos trazar su curva
de luz con magnitudes aparentes.
• Pero también sabemos cómo es la curva de luz
teórica de una supernova en términos de su
brillo absoluto (M máximo = -19)
• Entonces, experimentalmente, solapando la
gráfica teórica (M) con la experimental (m),
podemos saber la correspondencia entre m y M,
y de ahí deducir la distancia a la que está la
supernova i.e. la galaxia que la alberga.
• El núcleo de Fe sobre el que se derrumba
la estrella se convierte en una estrella de
neutrones.
• - y + se combinan para formar neutrones,
que pueden compactarse mucho.
• En 1994 se observó la
Supernova de tipo I SN 1994
ae, en la galaxia NGC 3370,
situada a unos 30 Mpc (98
millones de años luz) en Leo
• En 1990 se observó
SN 1990 n, en la
galaxia NGC 4639,
situada a 24 Mpc (78
millones de años luz)
en Virgo
• Tienen potentes campos magnéticos que los
hacen muy brillantes en radio. Cada vez que
el haz enfoca a la Tierra (si lo hace) se
detecta el púlsar.
• Son los faros de la galaxia.
• La estrella de neutrones tiene la masa de
todo el núcleo de Fe (1M ) y el tamaño de
una ciudad. Su densidad es de 1.000
toneladas por cm3.
• El primero detectado, el del remanente de SN
M1, PSR0531+121, se confundió con señales
inteligentes.
• Giran varias veces por segundo, son los
púlsares.
• Rota 30 veces por segundo.
• Pocas estrellas que terminen sus días como
púlsares tienen planetas, aún así, algunas
los tienen.
• Si el planeta resiste la explosión de Supernova,
seguirá orbitando en torno al púlsar y su
presencia puede ser detectada fácilmente
(animación).
• Lo dicho anteriormente es válido si la
masa de la estrella es < 8 M .
• Es así ya que las capas interiores de la
estrella de neutrones “aguantan” el peso
de las exteriores. Pero este mecanismo
tiene un límite…
• Si la masa del núcleo de Fe era muy
grande, la estrella de neutrones no se
sostiene, colapsa y da lugar a un Agujero
Negro Estelar.
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Disco de acrección –
emisión de rayos X
Cygnus X-1 se encuentra a unos 6000 años luz en la dirección de la constelación
del Cisne. La estrella principal es de la octava magnitud y se observa con
prismáticos.
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