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Tema 7: Estrellas
7.1 Estructura estelar
–  Condiciones de equilibrio interno de una estella
–  Producción de energía en una estrella
–  El sol
7.2 Observaciones de las estrellas
–  Temperatura de una estrella
–  Espectros estelares
–  El diagrama de Hertzsprung-Rusell
–  Estrellas binarias
–  Estrellas variables
7.3 Evolución estelar
3.1 Condiciones internas
Condiciones de equilibrio interno:
1.  Equilibrio hidrostático
2.  Distribución de masa
3.  Conservación de energía
4.  Gradiente de temperatura
Ecuaciones de interiores estelares
dP
M(z)
= "G 2 #
dz
z
dM(z)
= 4$z 2# (z)
dz
dL(z)
= 4$z 2# (z)%
dz
!
dT(z)
3 k# L(z)
=
dz
16& T 3 4$z 2
#kT
P=
mHµ
Equilibrio *-hidrostático
Distribución de masa
Conservación de energía
Gradiente de temperatura
Ecuación de estado de gas
Estado físico del gas  ecuación del gas ideal
Producción de energía
en estrellas
En la fusión de 4 protones
en un núcleo de He se
libera energía:
Mp = 1.6725 x 10-27 kg
4xMp = 6.69 x 10-27 kg
Composición de H y He
MHe = 6.644 x 10-27 kg
4xMp-MHe = 4.6 x 10-29 kg
Con E = mc2 eso
corresponde a una
energía de
4 x 10-12 J por átomo de
He.
Nucleosintesis
El primer ciclo que se conocía:
CNO, encontrado en 1939 y
1938 por C.F. V. Weizaecker, y
H. Bethe. Los dos recibieron el
premio nobel por eso.
C es un catalizador, no se gasta
Pero no puede ser el primer paso:
Como se produce C?
Cyclo pp: Producción de He
Propuesto por Bethe en
1939
Pero como seguir?
Como producir elemento
más pesados que He?
Problema: no hay
elementos estable con
número de masa 5 o 8
→ no se puede
simplemente añadir H o
He
Proceso triple alpha
Solucion: 3 nucleos de He
(“particula alpha”) se
juntan practicamente
instantaneamente (8Be
decae rapidamente)
para formar C
Proceso propuesta 1951 por
Oepik y 1952 por
Salpeter. 1953 Fred
Hoyle propuso que se
produce C excitado la
probabilidad del proceso
aumenta y se puede
explicar la luminosidad
de una estrella
Siguientes pasos
•  Si la estrella tiene
suficiente masa, puede
seguir hasta producir Fe
en el núcleo, pero
después ya no se produce
energía sino hay que
invertir energía.
•  Los elementos se
producen añadiendo a un
núcleo He (p.e.: 12C + 4He
→ 16O o otros núcleos
(p.e: 12C + 12C →24Mg)
•  Donde se formaron los
elementos más pesados
que Fe? En Supernovae
Neutrinos
solares
En la nucleosintesis se forman,
aparte de fotones, neutrinos
(aquí: ejemplo ciclo pp)
Fotones producidos en el sol son absorbidos y
reemitidos con frecuencia de los átomos
→ tardan miles de años en salir del sol y
pierden sus propiedades iniciales
→ Espectro en la superficie del sol es diferente
al espectro en el núcleo
Experimentos para detectar neutrinos solares
Solución:
Observar neutrinos
solares que salen sin
interferir con la materia
y llegan directamente a
la tierra con velocidad ~
de la luz
Hay 4 fuerzas:
Fuerza gravitatoria (→ masa)
Fuerza electromagnética (→ carga eléctrica)
Fuerza fuerte (→ carga de color)
Fuerza débil (afecto “leptones” - e, ν, τ - y quarks - componentes de núcleos)
Neutrinos: No tienen carga eléctrica y de color, y poca masa → solo
experimentan fuerza débil (y poca gravetación)
1955: Raymon Davis propuso la posibilidad de
buscar neutrinos solares del ciclo CNO (Hizo
esta propuesta antes de la detección
experimento del neutrino en 1956!)
Problema: como neutrinos solo experimentan
fuerza débil, son difíciles de detectar!
Se propuso usar la reacción:
37Cl + νe → 37Ar +e37Ar es radioactivo y se mide número de
decaimientos
1964: Se empezó el experimento de neutrinos
solares por Davis y su grupo
Usaron un tanque de 450 000 l de cloroetyleno
en una mina de oro
1976: primeros resultados, pero ¡¡solamente un
tercio de los neutrinos esperados!! (premio
nobel en 2002)
→ Problema de neutrinos solares, se solucionó
solamente en los 1990
“Problema de
neutrinos
solares”
Solución: oscilaciones de neutrinos
Pensaron que se entiende interior de las estrellas bien, todo el
resto encajaba.
1990: Bahcall y Bethe propusieron que se podría explicar con
oscilaciones de neutrinos:
–  Existen tres tipos de neutrinos
νe, ντ, νµ
–  Se producían como νe y los experimentos solo detectaban νe
–  Oscilaciones de neutrinos: Si tienen masa, pueden cambiar de
tipo
–  Eso es la solución y es prueba que los neutrinos tienes masa!
El Sol
Atmósfera del
Sol
Fotosfera:
•  Es la parte visible del Sol (interior no vemos porque es opticamente grueso)
•  300-500km de grosor
•  Temperatura de 8000 a 4500 K (descendiendo hacia fuera)
•  Tanto el espectro continuo y las líneas de absorción viene de aquí (¿Porqué
líneas de absorción y no emisión?)
•  Se ve granulación de la superficie marcando zonas de convección (tamaño
de unos 1000 km) . Convección es necesaria porque transporte por
radiación no es suficiente.
Granulación de la superficie del Sol, junto a una mancha solar
Tamaños tipico de zonas de
granulación: unos 1000 km
Bordes de la fotosfera son más oscuros
Razon:
En los bordes no podemos ver
en tanta profundidad → vemos
zonas más frías
Imagen visible del Sol
Atmósfera del
Sol
Cromosfera:
•  Por encima de la fotosfera, con un espesor de unos 2000 km
•  Temperatura desde 4500 a 25000 K
•  No se puede observar directamente en emisión continua, porque su
emisión es más débil que de la fotosfera debido a la baja densidad.
•  Emite líneas de emisión (H, He y metales). La línea más intensa es Hα.
Cromosfera observada durante eclipse total (zona fina roja y blanca)
Cromosfera y Corona (visto
durante un eclipse solar)
Cromosfera visto en Halpha
Vemos la cromosfera
(Hα en la fotosfera es
en absorpción)
 Ondulaciones
Espículas en la cromosfera:
Filamentos de gas asciendiendo
hasta unos 10000 km con una
duración de varios minutos
La Corona
Corona:
•  Temperaturas de millones de grados (calentado por el campo magnético y ondas
de sonido - detalles del proceso no están claro aún)
→ Emite en rayos x
•  Se observan líneas de emisión de muy alta excitación, originando en la zona
exterior: Líneas coronales, hasta 1941 no se sabía que era y se pensó que eran
elementos desconocidos.
•  El gas de la corona está empujado hacia el medio interplanetario, formando el
viento solar.
 El Sol pierde 10-13 masas solares por año debido a este viento.
 El viento solar en la superficie de la Tierra tiene una densidad de unos 5-10
part/cm3 y velocidad de 500km/s.
Corona observada durante eclipse de sol
Protuberancias solares
Destellos (Solar flares):
Duración de un segundos
hasta casi una hora.
Se libera energía magnético
de forma violenta
Actividad solar
Manchas solares
Manchas solares:
• 
• 
• 
• 
• 
• 
Se conocen desde hace mucho tiempo, Galileo empezó a observarlas
Consisten de la Umbra, rodeado por la Penumbra
La temperatura es más baja (por 1500 K) que alrededor
Diámetro: unos 10000 km
Duración: días a meses (o más)
Número de manchas es cíclico con periodo entre 7 y 17 años (promedio
11)
•  Alto campo magnético hasta 0.45 Tesla (aprox. 10000 veces más que en
la Tierra)
Ciclo de manchas solares  es un fenómeno que se conoce desde
hace mucho tiempo
Efecto Zeeman midiendo
campo magnético en las
manchas solares
distancia
frecuencia
Intensidad de la emisión: escala gris
Magnetograma del Sol.
Regiones amarillas: Orientación norte
magnético
Regiones submarino: Orientación sur
magnético
La orientación Norte-Sur está invertido en
la hemisferia sur-norte.
Campo mágnetico explica manchas solares: Son zonas donde campo magnético
sale de la superficie
  gas caliente no llega a la superficie  temperatura más baja
  siempre hay dos manchas cerca con diferente polaridad
Protuberancias solares:
Gas ionizado
moviéndose a lo largo
del campo magnético
Existen 3 tipos de protuberancias:
• Tranquilas
• De Bucle (como aquí)
• Eruptivas
Rotación diferencial del Sol (descubierto en 1630 por Christoph Schneider)
Arriba: Variación de la distribución de manchas solares  tienen relación con
rototación diferencial.
Abajo: Evolución del número de manchas solares
Creación del campo magnético a través del efecto dinamo
• 
• 
• 
Necesario: Medio conductor, rotación diferencial
Actividad solar máximo cuando enredo de las líneas del campo magnético es máximo
Detalles del proceso son complejos.