Evolución estelar

Abril 17: N. Kappes, M. Fuhrmann, J.B. Puel
Abril 19: J. Celhay, P. Morandé, A. Navarrete
Abril 24: P. Güentulle, J. Arrau, G. Pérez
Abril 26: R. Gómez, F. Maturana,V. Covarrubias
Noticias:
(Inscripción los jueves
al final de la clase)
Mayo 3: C. Richard
Mayo 8: A. Bustos, S. Lara, T. Rybertt
Mayo 10:V. Núñez, A. Acuña, N. Maluenda
Mayo 15: T. Hepner, M. Hasbún
Mayo 17: J. Henríquez
Mayo 22: J. Astroza, M. Mora
Mayo 24: J. Rivera
Mayo 29: A. Eyzaguirre, F. Lagos
Mayo 31:
Junio 5:
Junio 7:
Junio 12:
Junio 14:
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• Observaciones en Santa Martina (1450 msnm, ΔT ~ -5–10º) .
• Todos los M, J y V, saliendo del Depto de Astronomía a las 18:00.
Vuelven a San Joaquín antes de las 23:00.
• Inscripciones/consultas por email con Pedro Salas pnsalas@uc.cl
• En caso de suspensión por mal tiempo, se avisa por email.
Hoy cancelado
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Proyecto Nº2
• Entrega el 5 de junio.
• Informe y preguntas sobre la visita al Observatorio.
• Quienes no pudieron ir tienen dos opciones:
– Hacer observaciones solos, con binoculares. Entregar
informe completo.
– Entregar sólo parte II (preguntas), que tendrá una
ponderación de 5% en la nota final del curso, no 10%.
La nota final del curso se calculará sobre 95%.
• http://cursos.puc.cl/fia0111-2/
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Estrellas
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Tamaños
estelares en el
diagrama H-R

Estrellas de igual temperatura
brillan más si tienen más área
(son más grandes).

Estrellas de igual luminosidad
son más calientes si tienen
menos área (son más chicas).

(
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)
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Determinación de Masas
Las masas pueden ser medidas directamente en algunos sistemas
binarios usando la 3a ley de Kepler.
El rango de masas estelares normales
en la secuencia principal es:
0,08 M < M < 100 M
Estrellas menos masivas no alcanzan
a producir fusión de H en el núcleo.
Estrellas más masivas son inestables.
Masa determina la luminosidad y temperatura de una estrella.
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Determinación de Masas
Las masas de las estrellas son importantes porque determinan su evolución.
Aproximadamente: tiempo de vida = masa total / luminosidad
Para estrellas de la secuencia principal existe la relación masa-luminosidad,
donde a mayor masa, más luminosidad.
L ≈ cte • M3
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¿Qué es la secuencia principal?





Mayoría de las estrellas
están ahí.
Son las estrellas que,
como el Sol, están
quemando hidrógeno en
forma estable.
Distintas posiciones
corresponden a distintas
masas.
Mientras más masivas,
son más brillantes y
calientes.
Más peso y presión en el
centro, queman más
rápido.
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Determinación
de Edades
• Las edades no se pueden medir en
forma simple para estrellas individuales,
sí para grupos de ellas (cúmulos).
• Estrellas más masivas dejan secuencia
principal antes, definen punto turn-off.
• El turn-off se hace más rojo y más débil
con la edad.
• Identificar el turn-off permite medir la
edad de una población estelar.
• (Sólo aplicable en galaxias cercanas.)
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Ejemplo: Cúmulo Globular M71
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Diagramas HR de Cúmulos Globulares
•
•
•
•
•
En un cúmulo, todas las estrellas
se forman juntas de la misma
nube interestelar. Por lo tanto
tienen la misma distancia,
composición química y edad.
El diagrama HR puede ser usado
para medir esas propiedades:
distancia, composición y edad.
Esas cantidades son difíciles de
medir para una estrella aislada,
pero no para cúmulos.
Las edades de los cúmulos se
miden usando el color y la
magnitud del punto de retorno
(turn-off) en la secuencia
principal.
Las distancias se miden usando la
magnitud de la rama horizontal.
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Estrellas
Conceptos Clave
•
Cómo medimos distancias,
luminosidades, temperaturas y
masas de estrellas.
•
•
•
Diagrama color–magnitud.
•
•
Cúmulos estelares.
Qué es la secuencia principal.
Qué son las gigantes, supergigantes y enanas blancas.
Cómo medimos la edad de
cúmulos.
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¿Cómo nace
una estrella?
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Medio interestelar
•
•
•
El espacio interestelar en
nuestra galaxia no está
completamente vacío. Ese
medio interestelar contiene
nubes de polvo y gas.
Esas nubes en general se
conocen como nebulosas,
y pueden ser regiones HII
(hidrógeno ionizado,
plasma), nubes de HI (gas
neutro, atómico), nubes
moleculares de H2, CO,
etc.
Foto: NGC7635 (Nebulosa
de la burbuja)
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¿Dónde Nacen las Estrellas?
• ¿Cómo encontrar dónde nacen
las estrellas? Hay que buscar
donde se ven las estrellas más
jóvenes.
• Encontramos estrellas muy
jóvenes sólo en regiones del
disco de la Vía Láctea, y
siempre asociadas con nubes
moleculares, como por ejemplo
en Rho Ofiuco y en Orión.
• Formación estelar ocurre en la
actualidad en la Vía Láctea y
otras galaxias ricas en gas.
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Nebulosas de la
Llama y Cabeza
de Caballo
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Nebulosa
Cabeza de
Caballo
• Las estrellas
están hechas de
gas.
• Lo que se
necesita para
formar estrellas
es mucho gas y
un ambiente frío.
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Nebulosa de Orión
•
En la constelación de
Orión se encuentra una
de las regiones de
formación estelar más
cercanas y
espectaculares de
nuestra Galaxia.
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Nebulosa
de Orión
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Cunas de Estrellas
•
•
•
•
Las estrellas nacen en el
interior de las nubes
moleculares.
El material del que se
forman estas estrellas es el
material de la misma nube:
polvo y gas.
Estas nubes moleculares
tienen dimensiones
gigantescas, y pueden
llegar al millón de masas
solares.
En general son muy
difusas, con sólo cientos
de moléculas por cm3,
salvo en los cores donde
se condensan las estrellas.
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Formación de una Estrella
•
Las nubes moleculares de polvo y gas
gigantescas se contraen y se dividen.
•
Ese colapso y fragmentación pueden
ser inducidos por compresión debida a
ondas de choque. Ademas se puede
producir una reacción en cadena,
formándose muchas estrellas. La
rotación y los campos magnéticos
actúan para frenar el colapso.
•
Luego se detiene el colapso y aparece el
disco.
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Formación estelar
Modelo del colapso y fragmentación de una nube de 500 masas solares que produce un
cúmulo con más de 1250 estrellas.
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Contracción de la Protoestrella
•
•
Durante la formación
de la estrella actúa
el equilibrio
hidrostático: la
fuerza de gravedad
se opone a la
presión del gas.
Si el gas está frío
(T<10 K) no ejerce
mucha presión, y el
corazón de la nube
puede colapsar bajo
la influencia de la
fuerza de gravedad.
Brillo
alto
bajo
caliente
Temperatura
frío
La contracción del núcleo hace que la proto-estrella se caliente y se achique,
disminuyendo su brillo. La contracción termina cuando Tcentral ~ 10 millones K
y las reacciones nucleares comienzan, aumentando la presión en el centro.
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Nace una Estrella
•
•
•
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La duración de la etapa de
contracción de la protoestrella
depende de su masa, aunque es
relativamente rápida t<107 años.
La estrella naciente pasa por una
etapa de cambios violentos, con
variaciones de brillo, actividad de
vientos estelares, y emisión de
rayos X. Ésa es la etapa T Tauri,
y el Sol pasó por esta etapa
cuando nació.
Luego la estrella se estabiliza en
la secuencia principal. La
posición inicial en esta secuencia
principal de edad cero depende
sólo de la masa total. La estrella
ahora es adulta (como el Sol), y
pasa la mayor parte de su vida en
esta secuencia.
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¿Cómo cambia
una estrella?
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Evolución del Sol
La figura muestra la
evolución del Sol, cómo
cambia su radio y su color
con el tiempo.
La mayor parte de su vida
permanece en la secuencia
principal, con el aspecto
actual.
Morirá como una enana
blanca de masa 0,6 MSol.
El resto de la masa se
devolverá al medio
interestelar, y podrá ser
utilizada para formar nuevas
generaciones de estrellas.
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Evolución en el Diagrama HR
• Los diagramas de HertzsprungRussell sirven para ilustrar las
distintas etapas de evolución de
las estrellas.
• La evolución de una estrella de
baja masa como el Sol es la
siguiente:
7. secuencia principal
8. subgigante
9. gigante roja
10.rama horizontal
11.rama asintótica gigante
12.nebulosa planetaria
13.enana blanca
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Gigantes Rojas
•
Mientras están en la secuencia principal las estrellas de baja masa
queman hidrógeno en forma estable, como el Sol.
Cuando se agota el combustible (H) en el núcleo, se inicia la evolución
hacia la rama gigante. El núcleo de la estrella, formado por helio, se
contrae por su gravedad. Justo arriba del helio, una capa de hidrógeno
también se contrae y empieza a quemarse cada vez más rápido.
Produce más helio que se contrae, aumentando la gravedad y presión en
el centro, aumentando la tasa de combustión. Círculo vicioso.
Esta rápida generación de energía infla a la estrella, y la hace muy
brillante. Como crece en tamaño unas 100 veces, su temperatura
superficial disminuye a T=3000K. Es una gigante roja.
•
•
•
•
•
•
Estas estrella tienen atmósferas muy
extendidas y un núcleo muy denso que
continua acumulando las cenizas de la
fusión (He y después C).
E.g. Aldebarán, en la constelación de
Tauro, 50 veces más grande que el Sol.
Estas estrellas son a menudo inestables,
con manchas, pulsaciones, y pérdida de
masa (baja gravedad superficial).
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•
•
•
•
•
Ramas Horizontal y Asintótica Gigante
La temperatura, presión y densidad del
núcleo de He crecen tanto que se
comienza a quemar a T = 100 millones K.
El núcleo se expande, enfriando la capa
donde se quema H. Esto hace que la
superficie se contraiga.
En esta etapa la temperatura de la
superficie crece, y la estrella está en la
rama horizontal (10), con tamaño 10
veces mas grande que el Sol.
Cuando se agota el He en el núcleo, la
estrella crece nuevamente como una
gigante roja, posicionándose en la rama
asintótica gigante (11), con un tamaño
1000 veces más grande que el Sol.
La estrella en la rama asintótica gigante
quema H en una capa externa, He en una
capa más interna, mientras que las cenizas
de C y O se acumulan en el núcleo.
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