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Las Estrellas . Evolución estelar
T 2 - La Tierra en el Universo
Las Estrellas
Evolución estelar
T 2 - La Tierra en el Universo
Las Estrellas . Evolución estelar
¿Por qué son importantes las estrellas?
 Nuestro sol es una estrella, de él recibimos luz que calienta la Tierra y
permite la fotosíntesis de la que depende mayor parte la vida en la
Tierra
 En Big bang no se formaron elementos más pesados que el helio. Los
demás elementos se formaron en las estrellas y lo enviaron al espacio.
”Somos polvo de estrellas ”
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Las Estrellas . Evolución estelar
¿Qué son las estrellas?
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
La mayoría de las estrellas están conformadas por un 75 % de hidrógeno, un 23
% de helio y el 2 % que queda lo completan elementos más pesados,
residuos de otras estrellas que finalizaron su ciclo.
E = m c2
1 núcleo de helio
4 protones
(2 protones + 2 neutrones)
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Tipos de estrellas
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Las estrellas se clasifican en función de su masa, su temperatura superficial,
su luminosidad, etc.
 Las masas de las estrellas oscilan normalmente entre una décima parte de
la solar y 20 veces la masa del Sol.
La mayoría de las estrellas son menores que nuestro sol
 La temperatura interior siempre es muy elevada (millones de grados) pero
la temperatura superficial varía desde menos de 1.000 ºK a más de
30.000 ºK
 Su luminosidad es aún más variable; desde diezmilésimas de la solar
hasta 100.000 veces mayor
 Igualmente su tamaño es muy variable ....
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Tipos de estrellas
Cuando se ponen en un gráfico las estrellas clasificadas por su color (que se
corresponde con su temperatura superficial) frente a la luminosidad se
obtiene un diagrama como el siguiente:
Sol
Diagrama HR (Hertzsprung y Russell): representación de la luminosidad de las
estrellas frente a su temperatura.
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Tipos de estrellas
La mayoría de las estrellas se agrupan en la secuencia principal, diagonal en la
gráfica. En esta secuencia principal las estrellas más brillantes son las de mayor
temperatura superficial.
Algunas estrellas son frías pero muy
luminosas (Parte superior derecha del
diagrama). El motivo es que son de
gran tamaño. Se las denomina
gigantes rojas
Otras estrellas son poco luminosas
calientes, enanas blancas, o frías;
enanas marrones.
Se encuentran en la parte inferior del
diagrama
Diagrama HR (Hertzsprung y Russell): representación de
la luminosidad de las estrellas frente a su temperatura.
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Evolución estelar
 Debido a la cantidad y a la gran variedad de estrellas existentes, se
logra tener una idea de su evolución observando estrellas en las
diversas fases (o etapas) de su existencia: desde su formación hasta su
desaparición.
 Podemos resumir las etapas de la vida de una estrella en
1. Nacimiento
2. Vida - Secuencia principal
3. Evolución y Muerte
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1. Nacimiento de las estrellas
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 Pequeñas nubes de H en el
espacio se atraen por
gravedad, a la vez que se
calientan: Protoestrellas.
 Cuando la presión y la temperatura en el interior de
Nebulosa del
Aguila (M16)
estas nubes son lo suficientemente altas (10
millones de grados), se empiezan a producir
reacciones nucleares (H  He):
Cuando se inician las reacciones de fusión nuclear se dice que..
Ha nacido la estrella.
Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se
detiene la contracción de la estrella.
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2. Vida de las estrellas – Secuencia Principal
 Mientras tenga suficiente combustible, las presión de expansión originada
por las reacciones de fusión nuclear, equilibra la fuerza de atracción
gravitatoria (equilibrio hidrostático) y la estrella mantiene un tamaño
estable
Así pasa la estrella la mayoría de su vida:
Secuencia Principal del Diagrama H-R
 El tiempo que esté la estrella en este estado
dependerá de la masa inicial de la estrella:
“Cuanto mayores sean , más rápidamente
consumen su combustible nuclear.”
1 Masa Solar : 10.000 millones de años
15 Masas Solares : 10 millones de años.
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3. Evolución de las estrellas
La evolución se las estrellas las pasa por distintas fases y
dependerá de la masa inicial de la estrella:
 Si la estrella es de tamaño medio (como el Sol) se va
expandiendo hasta convertirse en una gigante roja, que cuando
se le agote el hidrógeno y el helio se convertirá en una enana
blanca, expulsando las capas exteriores formando una nebulosa
planetaria.
 Si la estrella es grande y densa (cinco veces la masa del Sol),
dará lugar a una supergigante roja y terminará su vida como una
supernova. En el centro queda una estrella de neutrones.
 Si se trata de una estrella muy grande y muy densa, después de
convertirse en supernova, dará lugar a un agujero negro.
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3. Evolución de las estrellas
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3. Evolución y Muerte de las estrellas
Masa Inicial
Estado evolutivo final
M < 0,01 Msolar
Planeta
0,01Msolar<M<0,08Msolar
Enana marrón
0,08Msolar<M< 12 Msolar
Enana blanca
12 < M < 40 Msolar
M > 40 Msolar
Supernova
+
estrella
de
neutrones
Supernova + agujero negro
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3. Evolución de las estrellas tipo solar
Capa de H en ignición
Capa de H inerte
- El núcleo se contrae
- Las capas exteriores se
expanden
“Fase de gigante roja”
Núcleo de He
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El núcleo de He hace ignición, produciendo C y O
Capa de H inerte
Capa de H en ignición
Capa de He en ignición
Núcleo de C y O
La estrella adquiere una estructura
de “cebolla” y diversos fenómenos
producen la expansión de la
envoltura
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El Sol (ahora y cuando llegue a su etapa de Gigante Roja)
El Sol en la Secuencia Principal.
Diámetro = 1’4 x 106 km = 0’01 UA
El Sol como gigante
roja. Diámetro = 1 UA
En esta etapa, la vida en la Tierra no será posible, porque quedará engullida por el Sol.
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3. Muerte de las estrellas como el Sol
 Tras ser gigante roja, acaban por expulsar las capas
más exteriores: nebulosas planetarias.
 En el centro, queda el núcleo de la estrella original,
de carbono a gran presión (=diamante): enanas
blancas.
 Acaban enfriándose lentamente hasta el final de los
tiempos.
Enana blanca central
Nebulosa Anular
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3. Evolución y Muerte de las estrellas masivas
Cada vez que se agote un elemento se vuelve a producir una
contracción
elementos.,
Aumento de Temperatura,
y
expansión
de
capas
exteriores
nueva fusión de
formando
una
Supergigante Roja, hasta que concluya con la fusión de átomos de
hierro, que provoca un colapso brusco, seguido de una explosión
expectacular de las capas exteriores : SUPERNOVA
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3. Evolución y Muerte de las estrellas masivas
El núcleo de la estrella se comprime formando una estrella de
neutrones. La materia en estos objetos se ha comprimido tanto que su
densidad alcanza a valores tales que, que los electrones se combinan con
los protones dando lugar a la formación de nuevos neutrones.
Si la masa que queda en el núcleo es aún mayor, la estrella colapsa
formando un objeto aún más denso, Un agujero negro, en el que ni la
luz puede escapar de su atracción gravitatoria
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3. Evolución y Muerte de las estrellas masivas
IMPLOSIÓN
Aumento de densidad
Efecto rebote
Formación de onda de choque
Explosión muy violenta
Supernova
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3. Evolución y Muerte de las estrellas masivas
Los restos gaseosos de una supernova (que se denominan remanentes) se
esparcen cubriendo una extensa zona del espacio, formando una nube en
permanente expansión que se aleja a varios miles de kilómetros por segundo
El gas que compone un remanente de supernova es bastante diferente al gas
de la nube que formó a la estrella:
La nube original
casi exclusivamente por hidrógeno y helio
En el remanente
gran variedad de elementos químicos,
restos de la fusión nuclear que ocurriera en la estrella desaparecida y
también otros formados durante la explosión que se produce en la fase de
supernova
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Un esquema de la evolución estelar:
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 Una vez que se consume el hidrógeno del núcleo, la evolución y muerte de las
estrellas dependerá de la masa inicial que tuviera la estrella
0,75 MSol < M* < 8 MSol
Gigante roja
Enana
blanca
Nebulosa
planetaria
Contracción
Secuencia
principal
Supergigante
M* > 8 MSol
Supernova
Estrella de
neutrones
–
Agujero
negro
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Supergigante Roja α-Orionis = Betelgeuse
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Cassiopeia A: Una supernova que explotó hace 325 años.
Diámetro: 10 años luz (imagen infrarrojo)
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Supernova 1987-A
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M1, la nebulosa de Cangrejo:
Remanente de una supernova del año 1054