Download Tema 2.2: Sistema solares

Unidad 2: Nuestro lugar en el
Universo
2.2. Formación de estrellas y
sistemas solares
Vida de una estrella
¿Qué es una estrella?
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 energía
emitida.
Energía
Obtención de energía:
∆ E = ∆ m·c2
1 núcleo de He
4 protones
(2 protones +
2 neutrones)
Vida de una estrella - Nacimiento
Actúan fuerzas opuestas:
Dispersión y contracción
Presión de radiación
Gravedad
Vida de una estrella - Nacimiento
Si las fuerzas de dispersión > Fuerzas de contracción:
La nube de gas y polvo se deshace totalmente
Si las fuerzas de dispersión < Fuerzas de contracción:
Colapso gravitatorio
Protoestrella
Millones de años
Colapso gravitatorio
1. Caída de la materia hacia el núcleo
2. Aumento de choques entre las partículas
3. Aumento de presión y temperatura
4. La energía gravitatoria se transforma en energía interna y
radiación
5. La radiación provoca la luminosidad propia de la estrella
Vida de una estrella - Evolución
1. Cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza de
nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar.
2. El hidrógeno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la
estrella reaccionan entre sí. De nuevo se libera energía y la contracción
se detiene.
3. Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se
reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el
hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas gracias a la
acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear
es característica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta
que se consume todo el hidrógeno que hay.
4. El proceso puede durar 10.000 millones de años
Vida de una estrella - Evolución
Es la etapa de la vida de la estrella en
la que las reacciones predominantes
en el núcleo son 4 H+ → He++ + energía
Secuencia
principal de
una
estrella
El Sol lleva en esta fase 5 000 000 000 años
y quema en cada segundo unos 500
millones de toneladas de H
Tamaño de la Tierra
Propiedades de la secuencia principal de una estrella
120 MSol
15 RSol
1 MSol
1 RSol
T = 50 000 C
T = 6 000 C
12 MSol
0.7 MSol
8 RSol
0.7 RSol
T = 30 000 C
T = 5000 C
2.5 MSol
0.5 MSol
2.5 RSol
T = 9500 C
1.5 MSol
1.5 RSol
T = 7000 C
0.6 RSol
T = 3500 C
M < 0.08 MSol
límite subestelar
Enanas marrones
Vida de una estrella
Estrellas de tipo solar
Capa de H
en ignición
El núcleo se contrae
Las capas exteriores
se expanden
Fase de gigante roja
Núcleo
de He
Capa de
H inerte
Vida de una estrella - Muerte
Capa de
H inerte
El núcleo de He hace
ignición, generando C y O
Capa de H
en ignición
Estrella con estructura de
“cebolla”. En cada capa
predomina un elemento y
proceso
Capa de He
en ignición
Núcleo de
CyO
“
e
c
b
e
o
b
l
o
l
la
l”
a
.
”
Depende de la masa de la estrella.
.E
Vida de una estrella - Muerte
Hay dos posibilidades:
1. Masa < 1,4 masa solar
n
E
La estrella se enfría y palidece.
n
c
2. Masa > 4-8 masa solar
a Continúa la fusión de elementos
c
d
Cada vez que se agote aaun elemento se vuelve a producir
d
una contracción, hasta aque concluya con la fusión de
c
a
átomos de hierro, que provoca
un colapso brusco:
c
p
a
IMPLOSIÓN
a
p
a
p
r
p
e
rd
IMPLOSIÓN
Aumento de densidad
Efecto rebote
Formación de onda de choque
Explosión muy violenta
Supernova
De estrella a Agujero Negro
Masa mucho mayor que el Sol:
Evolución más rápida del nacimiento hasta la
explosión de una supernova (pocos millones de
años).
Los restos de la estrella pueden ser una estrella
de neutrones.
Si la estrella de neutrones es mayor de un
determinado límite se contrae hasta que se
convierten en un agujero negro, del que no puede
escapar ninguna radiación.
Un esquema de la evolución estelar
0.75 MSol < M < 5 MSol
Gigante
roja
Nebulosa
planetaria
Enana
blanca
M* < 1.4 MSol
Contracción
M > 5 MSol
Secuencia
principal
Supergigant
e
Supernova
Estrella de
neutrones
o
agujero
negro
Formación de un sistema solar
Condensación gravitatoria de una nube de
gas y polvo en rotación (proceso activado por
una explosión de supernova próxima.
La mayor parte de la materia se acumuló en el
centro dando lugar al sol
Formación de un sistema solar
Se van definiendo agrupaciones de
partículas que aumentaban su tamaño
por gravedad recogiendo en cada giro
más materiales.
Formación de un sistema solar
También había muchas colisiones.
Millones de objetos se acercaban y se unían o chocaban con
violencia y se partían en trozos.
Los encuentros constructivos predominaron y, en sólo 100
millones de años, adquirió un aspecto semejante al actual.
Después cada cuerpo continuó su propia evolución.
El sistema solar
•Los planetas tienen un movimiento de traslación alrededor del sol.
•Giran en un plano: La eclíptica
•Sentido de giro: Sentido directo (contrario a las agujas del reloj)
•Los planetas tienen rotación: (sentido directo salvo Venus y Urano)
•El sol supone el 99,85% de la masa del sistema solar