Las estrellas Evolución Estelar

Las estrellas
• La nube es inestable gravitatoriamente y colapsa.
• Distintos nucleos empiezan a colapsar por separado (fragmentación).
• Consecuencia → la estrellas no nacen solas, nacen en grupos (cúmulos).
• Disminuye V, aumentan T y P, y se inician reacciones nucleares: tenemos
una protoestrella.
Regiones HII en la galaxia del remolino (M51)
Evolución Estelar
• Cuando la estrella se estabiliza entra en la
etapa más larga de su vida: la Secuencia
Principal.
• Las altas temperaturas del núcleo (hasta 50
millones de grados) ocasionan reacciones
nucleares de fusión que mantienen el motor
estelar en marcha.
Cúmulo de las Pléyades (M45)
• LaEl tipo espectral de una estrella, es un parámetro
que hace referencia a la temperatura de su atmósfera
(y por lo tanto a su color).
• M (3.000 K)
• G (5.500 K)
• A (9.000 K)
• O (35.000 K)
(Aldebarán)
(Sol)
(Vega)
(ξ Puppis)
T (k)
• K (4.000 K)
• F (7.000 K)
• B (15.000 K)
(Arturo)
(Altair)
(Rigel)
• H+H → He + Energía (diferentes
mecanismos según el tipo de estrella)
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• La clase de luminosidad es otro parámetro que se
refiere al tamaño de las estrellas.
• Si descomponemos la luz del Sol, por ejemplo, obtenemos
el espectro solar. Aquí tenemos la parte del espectro solar
correspondiente al visible:
• Ia: Supergigantes muy luminosas (µ Cephei, 25 Mo, 1.450 Ro)
• Ib: Supergigantes menos luminosas (Deneb, 25 Mo, 250 Ro).
• II: Gigantes luminosas (Polaris, 6 Mo, 30 Ro).
λ
• III: Gigantes normales (Fomalhaut, 3 Mo, 10 Ro).
• IV: Subgigantes (Procyon, 1,5 Mo, 2 Ro).
• V: Enanas (Sol).
• VI: Subenanas (ε Eridani, 0,8 Mo, 0,8 Ro).
• D: Enanas blancas (Sirio B, 0,6 Mo, 0,02 Ro).
• Aparecen una rayas negras sobreimpuestas justo en
ciertas longitudes de onda… las conocemos como líneas
de absorción y están originadas por los elementos
químicos presentes en la atmósfera estelar.
• Si la estrella es muy masiva (gigante azul),
entonces T en el núcleo es muy alta y acaba
el H muy rápido, está en la SP unos pocos
millones de años.
• Si la estrella es enana, T en el núcleo es
baja y consume el H más pausadamente.
Está en la SP miles de millones de años.
• Cuando acaba el H del núcleo la estrella
abandona la Secuencia Principal y entra en
la “madurez”.
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).
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• 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.
• La primera enana blanca
descubierta fue Sirio B
(1915). Su temperatura es
muy alta, pero dado que su
luminosidad es muy baja,
esto implica un radio muy
pequeño, similar al terrestre.
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.
• En 1925 se descubrió su enorme densidad (unos
1000 kg/cm3) por el corrimiento al rojo gravitacional
que produce (la radiación pierde energía al salir de
un campo gravitatorio tan intenso y la vemos
enrojecida, líneas desplazadas al rojo) (*)
(*) Es una predicción – corroboración de la Relatividad General. El tiempo
transcurre más lento desde nuestro punto de vista en las cercanías de un campo
gravitatorio intenso…
• 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.
• 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.
• 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.
• La estrella de neutrones tiene la masa de
todo el núcleo de Fe (1M ) y el tamaño de
una ciudad. Su densidad es de 1017 kg 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.
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• 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.
Disco de acrección –
emisión de rayos X
• Dos o más estrellas ligadas por la gravedad que
orbitan en torno a un centro de masas común se
denominan un sistema estelar múltiple.
• Pueden estar tan alejadas que podamos
desdoblarlas desde la Tierra, o tan cerca que lleguen
a interaccionar, evolucionando como un solo objeto.
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.
• Las binarias visuales son parejas reales (no ópticas)
que separan desde la Tierra con telescopio.
• Al observar el espectro de ciertas estrellas se ven
dos espectros superpuestos. Son binarias
espectroscópicas.
•
Cuando A se acerca (B se aleja), las líneas de A se desplazan al azul
(λ↓) por efecto Doppler mientras que las de B se desplazan al rojo
(λ↑), y viceversa.
• En estos puntos la componente
de la velocidad en dirección a la
Tierra es máxima, y el
A la Tierra
desplazamiento de las líneas
máximo.
• La componente de la velocidad
en dirección a la Tierra es nula,
y el desplazamiento de las
líneas es nulo.
•
Albireo (separación de 34’’)
El desplazamiento en las líneas
de B es mayor porque se
mueve más rápido que A.
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• Existen estrellas cuyo brillo visto desde la Tierra
(i.e. su magnitud aparente) cambia en el tiempo. Son
las Estrellas Variables.
• Nos referimos a cada tipo de variable con el nombre
de la estrella prototipo. Por ejemplo, las Cefeidas
deben su nombre a la estrella δ de la constelación de
Cefeo.
• El Sol presenta variaciones de luminosidad que
rondan el 0’1%. No se le considera una estrella
variable.
Variables Pulsantes Cefeidas:
• Se trata de estrellas masivas evolucionadas, cuyo interior es
recorrido por ondas (vibraciones), que resuenan una y otra
vez del núcleo a la superficie.
• Estas ondas provocan
variaciones en el radio de la
estrella (pulsos). Cuando R↓
T↑ y su luminosidad
aumenta, cuando R↑ T↓ y su
luminosidad disminuye.
• Clasificamos las estrellas variables en dos
grandes grupos:
• Intrínsecas: en ellas los cambios de
brillo están causados por variaciones de
tamaño y temperatura (pulsaciones), por
erupciones…
• Extrínsecas: los cambios de brillo están
causados por la presencia de una
compañera (variables eclipsantes), por
tener grandes grupos de manchas
(variables rotantes)…
• Por su origen, el período de estas variaciones
siempre es el mismo.
• δ Cephei pasa de
3,7 a 4,5 y vuelve a
3,7 mag en 5d 8h
47m.
• Las pulsantes son muy importantes en astrofísica
porque su período es proporcional a la
luminosidad de la estrella (M = -2,8*log P -1,43).
• Entonces, midiendo su período podemos calcular
su brillo intrínseco. Y por comparación con su brillo
visto desde la Tierra podemos deducir a que
distancia están !. (Henrietta Leavit, siglo XX, el
Universo crece desmesuradamente.)
• Las Cefeidas además son estrellas muy
luminosas, lo que nos permite buscarlas en otras
galaxias y determinar la distancia a la que están.
Cefeida en M100 (56 millones de años
luz)
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