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Astrofísica, origen y evolución estelar
José Gregorio Portilla
Observatorio Astronómico Nacional
Universidad Nacional de Colombia
“Colóquenme entre las
estrellas imperecederas…
para que no muera”
Texto de la pirámide
Las estrellas no son
eternas: nacen, envejecen
(evolucionan) y mueren
pero en algunos
casos resucitan…
La estrella
mejor conocida
es el Sol
Nuestro entendimiento de las
estrellas es muy reciente
•Algunas de ellas conforman sistemas de dos o más estrellas
•Poseen color
•Algunas de ellas cambian de brillo
•Algunas de ellas explotan violentamente
•La mayoría son muy estables (ej: el Sol)
Se pueden medir varias propiedades
físicas y químicas de las estrellas
•Distancia
•Tamaño
•Luminosidad (cantidad de energía)
•Masa (sistemas binarios)
•Temperatura superficial
•Composición química de la atmósfera
1. Distancia
La observación de estrellas
cercanas permite medir el
paralaje
Las estrellas están tan lejos que
el ángulo de paralaje es
< 1’’
La estrella más cercana está a 4.3
años-luz
2. Tamaño
Técnicas interferométricas
0.008Rs – 400 Rs
Radio del Sol: 700000 km
3. Luminosidad
Conocemos qué tanta energía
producen las estrellas
4πr2
0.0001 Lsol – 100000 Lsol
Luminosidad del Sol: 4 X 1026 watios
4. Masa
Observando estrellas binarias es posible hallar
las masas de las estrellas
Movimiento alrededor del centro de masa:
Tercera ley de Kepler
0.008 Msol-100 Msol
Masa del Sol: 2 X 1030 kg
5. Temperatura
superficial
Tsol = 5800 K
La tempertaura superficial de las estrellas van de 40000 – 3000 K
5. Composición química de la atmósfera estelar
Principalmente: H, He
Cantidades pequeñas de:
C, O, N, Mg, Na, Si, Fe, etc
Listo: sabemos cómo son las estrellas por fuera
Y, ¿cómo son las estrellas por dentro?
Podemos elaborar una teoría que nos permita explicar
la gran diversidad de estrellas que hay en el Universo
Se puede modelar una estrella con base
a los que sabemos de las leyes de la
física y la química
Gas caliente constituido por los
elementos químicos más
simples
La estrella posee una figura estable
Equilibrio hidrostático
GMr
dP
=" 2
dr
r
La distribución de materia dentro de la estrella no
admite discontinuidades
Continuidad de la masa
dMr
2
= 4"#r
dr
La energía que se crea en el interior debe salir al exterior
Conservación de la energía
dLr
2
= 4"#r $
dr
Valor de la temperatura en el interior
•Convección (movimiento de material)
Radiación
dT $ 1& T dP $ 3 &$()&$ Lr &
= 1"
+ %"
3 '%
2'
'
%
%
'
dr
# P dr
4ac T 4*r
(luz)
Relación entre las variables termodinámicas P, T, V
La estrella en muy buena aproximación
es un gas ideal
Ecuación de estado
Partículas
Radiación
La energía debe salir de algún lado
Unión de átomos
livianos para generar
átomos más pesados
Fusión nuclear:
A
A
A + A -> B + C
B
C
Hay una perdida de masa
E = "Mc
2
Algunas de las ecuaciones de la estructura estelar
GMr
dP
=" 2
dr
r
dMr
= 4"#r2
dr
dLr
2
= 4"#r $
dr
Presión
r
Masa
Energía
dT $ 1& T dP $ 3 &$()&$ Lr &
= 1"
+ %"
%
'
dr
# P dr
4ac '% T 3 '% 4*r2 '
Temperatura
El objetivo es conocer P, M, L y T para una distancia r cualquiera
R=0
R=0.5
R=1
R=0
R=0.5
R=1
Se puede además conocer
cómo cambian estos valores
en el futuro o como eran en
el pasado
Ahora
Varios miles de millones
de años
Otros miles de millones
de años más
Las estrellas nacen en nebulosas
Nebulosas: nubes gigantescas de hidrógeno y polvo
En el interior de nubes moleculares
nacen estrellas
Colapso gravitacional
A medida que la nube se contrae
la energía potencial gravitacional
se convierte en energía térmica del
gas y en radiación
Nube molecular
Formación de disco y
chorros perpendiculares
a él
¿Y cómo evoluciona una
estrella?
Necesitamos tres conceptos
previos
•Magnitud aparente
•Magnitud absoluta
•Temperatura superficial de una estrella
Magnitud
aparente (m)
Número que indica qué tan
brillante es un astro visto
desde la Tierra
Entre más brillante
es el astro, más pequeño
es el número
Sol
Tierra
Objetos intrínsecamente
luminosos pero se ven
muy débiles por la enorme
distancia a la que están
Magnitud absoluta (M)
Magnitud aparente que tendrían todos
los astros si estuvieran a una distancia
de 32.6 años luz
10 parsecs
Tierra
El, Sol, visto desde la
Tierra, es el objeto más
brillante del Universo…
m = -26.8
Sin embargo, visto a 10 pc
(32 años luz) tendría el
brillo de una estrella
más bien mediocre
M = 4.5
Temperatura superficial
Las temperaturas superficiales de las
estrellas están comprendidas entre
3000 y 40000 oC
40000
9000
6000
4000
3000
Habiendo tanta variedad de estrellas uno podría
pensar que las estrellas llenan un diagrama de brillo
intrínseco en función de la temperatura superficial
Mv
-5
0
15
Calientes
40000
medianas
6000
frías
3000
Temperatura
Sin embargo, lo que se ve es:
Mv
-10
V
-5
0
V
5
10
15
Calientes
40000
medianas
6000
frías
3000
Temperatura
Diagrama de Hertzsprung-Russel
Las estrellas permanecen la mayor parte de
su vida en la zona de la “secuencia principal”
Zona de la secuencia
principal
Las estrellas están quemando
Hidrógeno y convirtiéndolo en
Helio sin mayores sobresaltos
4H
He
Las estrellas no se quedan en un solo
sitio en el diagrama HR
Ellas van viajando a través del
diagrama a medida que van
envejeciendo
Tipo de muerte dependiendo de
la masa inicial
0.05 – 3 Msol
Enana blanca
Estrella del
tamaño de la Tierra
3 – 8 Msol
Supernova
(estrella
neutrónica)
Estrella del
tamaño de una ciudad
> 8 Msol
Supernova
(agujero negro)
Estrella reducida
al tamaño de un punto
La vida de una estrella se reduce a una lucha continua
por evitar el colapso gravitacional
La estrella evita el colapso
siempre y cuando tenga
combustible para generar
energía en su interior
Pero es una lucha que siempre tiene un vencedor: la gravedad
Recordando algo de teoría atómica
Protón
Neutrón
Átomo de hidrógeno
Átomo de helio-3
Átomo de deuterio
Átomo de helio-4
Las estrellas como el Sol extraen energía
de la denominada cadena protón-protón
Reacción neta:
4H
He
¿Cuál será el destino de nuestro Sol?
4H
He
4’000.000 ton H/segundo
En 5.000’000.000 años ha gastado tan solo
el 5% de su hidrógeno
¿Qué pasa cuando se va agotando el hidrógeno en el interior?
El núcleo se contrae y se calienta, pero al aumentar la temperatura las capas
exteriores se inflan
Llega un punto donde la temperatura es tan alta
que lo que era un desecho (He) se convierte ahora en
combustible
T=100’000.000 K
El núcleo de la
estrella comienza
a llenarse de
carbono y oxígeno
La estrella se infla como un
gran balón
Sol ahora
Sol dentro de 5000 millones de años
Estas estrellas expelen
gran cantidad de gas
hacia el exterior
Capa de
gas eyectado
Enana
Blanca
Formación de una nebulosa
planetaria
Nebulosas Planetarias
Se conocen cerca de 3000
Su formación es breve: 50000 años
El gas escapa y se dispersa
Enanas blancas
97 % de las estrellas de la galaxia terminarán así
Un objeto con la masa
del Sol que tiene el
tamaño de la Tierra
1 millón de veces
más denso que la
densidad del agua
Gas degenerado de
electrones
Constituidas por C, O, y una
capa exterior de H y He
T = 150000 – 4000 K
Su brillo no se debe a reacciones
nucleares sino a liberación de
energía térmica
< 1.4 MSol
Presión de
degeneración
electrónica
Límite de
Chandrasekhar
< 2 - 3 MSol
Enana blanca
Límite de
TolmanOppenheimerVolkov
Presión de
degeneración
neutrónica
Estrella neutrónica
Agujero negro
¿Qué le ocurre a las estrellas más masivas que el Sol?
H
He
C, O
Hay suficiente masa como para que aumente la temperatura
C+C
Ne
Mg + H
Ne + He
Ne + He
O+O
Mg
S
P+H
Si + He
Si + Si
Ni
Fe
En el núcleo hay diferentes cascarones concéntricos cada uno produciendo energía
Pero la reacción se
detiene hasta el
Hierro
Hasta ahora la fusión
de núcleos livianos
para producir núcleos
pesados produce energía
Pero a partir del hierro
la fusión consume
energía
La estrella está en
muy serios problemas
Ocurre el colapso gravitacional de la estrella
Colapso en fracciones de segundo
Supernova tipo II
El brillo de la explosión resalta
dentro de una galaxia
Remanente de supernova
Estrellas neutrónicas
Un objeto con la masa
del Sol que tiene el
tamaño de Bogotá
1014 veces más denso
que la densidad del
agua
Objetos con muy alta velocidad de rotación
Se conocen alrededor de 2000
(Vía Lácetea y nubes de Magallanes)
Gas degenerado de
neutrones
La mayoría se descubren
como fuentes periódicas
de ondas de radio
5% son miembros de sistemas
binarios
Pulsar
Estrella neutrónica cuyo eje de rotación magnético está
en dirección a la Tierra
Períodos de rotación : 720 – 3 revoluciones / segundo
Agujero negro
¿Qué ocurre cuando la masa del núcleo excede el límite de
Tolman-Oppenheimer-Volkov ?
Ninguna fuerza en el universo detiene el colapso
.
Singularidad
La luz no
puede salir
.
Horizonte de eventos
Radio de Schwarzchild
K. Schwarzchild (1916)
Agujero negro más simple:
Agujero negro eterno de Schwarzchild
Agujeros negros
Wheeler
Penrose
Hawking
1960-1970
Los agujeros negros son los objetos
más simples del universo
Los agujeros negros de detectan indirectamente
Agujero negro cerca
de una estrella
Disco de
Acreción
(emisor de
rayos X)
Sag A*: posible agujero negro masivo en el centro
de nuestra galaxia
Hoy en día creemos que en cada galaxia existe un
agujero negro supermasivo
Supermasivo: 106- 109 Msol
M87
NGC 1068
Muchas estrellas son aves fénix
Renacen de sus
propias cenizas
Origen a una nueva
generación de estrellas
Remanente
de supernova
Con un “inconveniente”:
las “nuevas” estrellas están contaminadas de
elementos pesados
Nuestro Sol es una estrella de segunda
o tercera generación