Download Descargar pdf

• Durante su etapa de juventud y madurez, las
estrellas consumen el Hidrógeno del que
disponen en su núcleo y almacenan el Helio
que obtienen como residuo.
• Recordemos que a este período de la vida
de una estrella lo llamamos la Secuencia
Principal, y que las estrellas menos masivas
(enanas) viven mucho más: T más baja,
completamente convectivas…)
• Veremos qué le ocurre a las estrellas una
vez han consumido ese Hidrógeno. Lo
que hagan depende de su masa inicial.
Evolución para masa baja (1 M )
• Cuando acaba el H del núcleo se contrae,
T en el núcleo ↑↑ y comienzan reacciones
en el núcleo de He que formó.
• La fusión del Helio origina como residuos
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).
Gigante Roja vs Sol
Diámetro = 1 U.A. (Arturo, Aldebarán…)
• 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.
• “Cadáver” (estrella degenerada) de C, del
tamaño de la Tierra y densidad de unos 1.000
kg por cm3.
• Las enanas blancas son en un comienzo muy
calientes y poco luminosas. Con los millones
de años se enfrían y se vuelven oscuras e
indetectables (materia oscura ?).
Nebulosas planetarias
Líneas de emisión intensas de Oxígeno ionizado
Abell 39
Se enriquece el medio interestelar con elementos creados en el interior de las estrellas:
diferentes poblaciones estelares y diferentes evoluciones…
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.
Betelgeuse
• 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.
Supernova en NGC 4526
• En nuestra galaxia hemos visto unas 8
supernovas en los últimos dos milenios.
Ocurrirán más que no podemos observar al
tener lugar en posiciones de la galaxia ocultas
a nuestros ojos.
• Ahora bien, por su alto brillo, todos los años
observamos un buen número de supernovas
en galaxias distantes.
Supernovas en la Galaxia del Remolino (M51)
• SN 1987 A fue la última gran supernova
observada.
• Se observó en el año
1987 en la Gran Nube
de Magallanes
(constelación de la
Dorada), a unos
170.000 años luz del
Sol. Alcanzó magnitud
aparente 3. Tipo II.
• Distinguimos entre los diferentes tipos de
supernovas por su curva de luz (máxima
luminosidad y perfil). También por las
líneas que observamos en el espectro.
• El núcleo de Fe sobre el que se derrumba
la estrella se convierte en una estrella de
neutrones.
• e- y p+ se combinan para formar
neutrones, que pueden compactarse
mucho (proceso URCA).
• La estrella de neutrones tiene la masa de
todo el núcleo de Fe (1M ) y un radio
típico de 10 km. Su densidad en el núcleo
alcanza las 109 toneladas por cm3.
• Giran varias veces por segundo, son los
púlsares.
• 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.
• Son los faros de la galaxia.
• El primero detectado, el del remanente de SN
M1, PSR0531+121, se confundió con señales
inteligentes.
• Rota 30 veces por segundo.
• 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
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 aparente y se observa con
prismáticos.