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Evolución de las estrellas
M<0.084 MSol
M<=6 MSol
M>6 MSol
Mnúcleo>2.5 MSol
Durante gran parte de la
vida de las estrellas existe
un balance casi perfecto
entre dos fuerzas: la del
peso
de
las
capas
(gravedad) y la debida a la
presión de los gases,
producida por la fusión en el
centro. En la figura se
presenta el caso de una
estrella de la Secuencia
Principal con la cadena P-P.
Presión
Peso
4H
He
El Diagrama de Hertzsprung-Russell
La importancia de la clasificación espectral se debe a que
existe una relación directa entre ésta y el brillo (luminosidad o
magnitud) de una estrella. Los primeros en encontrar esta
relación fueron los astrónomos Ejnar Hertzprung (danés) y
Henry Norris Russell (norte americano).
H y R se dieron cuenta de que si se grafica la temperatura, el
color, o la clasificación espectral en el eje horizontal, y el brillo
en el vertical, más del 90% de las estrellas quedan contenidas
en una banda diagonal muy estrecha. También observaron que
las estrellas gigantes, las super-gigantes y las enanas ocupan
regiones muy separadas dentro de este diagrama.
El diagrama HR, como se le conoce actualmente, es
sumamente útil para estudiar la evolución de las estrellas.
L
T
Tamaños relativos entre enanas
cafés, estrellas de baja masa, el Sol
y la Tierra
LHS 3397a
Imagen tomada con
Gémini, utilizando
óptica adaptiva
Evolución estelar
H
He
Ne+Mg+O
C+O
Si+S
Fe
Nucleosíntesis:
Mientras continúe el proceso de fusión nuclear en el
centro de la estrella, ésta seguirá en la Secuencia
Principal del diagrama H-R (Hertzsprung-Russell).
Eventualmente el combustible nuclear (H2) en el
núcleo se agota: es entonces cuando la estrella
abandona la Secuencia Principal.
Fase posterior a la Secuencia Principal
He
4H
He
No se genera energía
en el núcleo, sino que
“quema” el hidrógeno
que hay en las capas.
La estrella sale de la
SP, empieza a crecer
y a volverse cada vez
más rojiza (al reducir
la temperatura de su
superficie).
Durante esta etapa la
estrella une tres núcleos
de helio para producir
uno de carbono. Para
que pueda ocurrir esto,
se requieren
temperaturas del orden
de 100 millones de
grados en el núcleo de la
estrella.
3He
C
Durante su fase de gigante roja la estrella
brillará 100 veces más de lo que brillaba
estando en la Secuencia Principal. Su tamaño
será también muchas veces más grande.
Comparación de tamaños
para Betelgeuse en Orión
Evolución en el Diagrama H-R de
una estrella de una (1) masa solar
Evolución de Estrellas Masivas
log10 Vida (Maño)
Tiempo de vida de las estrellas
en función de su masa
Masa estelar (MSol)
 Enanas blancas
 Estrellas neutrónicas
 Estrellas de quarks
 Hoyos negros
supernovas
M<0.084 MSol
M<=6 MSol
M>6 MSol
Mnúcleo>2.5 MSol
SN2000E y SN1999el
en NGC6951
SN2001cm en
NGC5965
SN2003gs en NGC936
SN2002bo en NGC3190
en Virgo
SN2004bv en NGC6907
(24/5/04).La más brillante de
2004
SN2001du (15/9/01)
en NGC1365
Remanente de la Supernova 1987A
Tras una explosión de supernova, se forma una enorme nube de restos
estelares: un remanente de supernova, que se expandirá por miles de
años hasta confundirse con las nubes en el espacio y perder su
identidad.
•
Un RSN puede contener:
Restos de la estrella que colapsó
Una cáscara de material interestelar chocado que se expande
•
Un objeto central compacto (estrella de neutrones o agujero negro)
•
Una nebulosa sincrotrónica alrededor de la estrella de neutrones
central (nebulosa de viento de pulsar, NVP)
•
Radiación X difusa de origen térmico en el interior muy caliente y de
origen no-térmico en el frente de choque o la nebulosa de viento de
pulsar.
•
Emisión óptica, infrarroja y hasta en rayos gama
 Porque estamos aquí gracias a ellas.
Las supernovas juegan un papel fundamental tanto en la producción como
en la diseminación de los elementos.
 Porque son la herramienta para entender la evolución y destino del
Universo.
Las supernovas de tipo Ia son valiosos faros standard que nos permiten
medir la historia de la expansión cósmica.
 Porque controlan los cambios químicos del Universo.
Las ondas de choque de las supernovas crean y destruyen moléculas.
 Porque son generadoras del nacimiento de estrellas nuevas.
La muerte violenta de una estrella es uno de los principales
mecanismos desencadenantes de la formación de estrellas nuevas.
 Porque controlan la circulación de materia y energía en las galaxias.
Las supernovas son la principal fuente de rayos cósmicos. También
comprimen, empujan y hasta desalojan gas interestelar de las
galaxias.
El Medio Interestelar
Es todo aquello que se encuentra en el vasto espacio entre las
estrellas. En él se incluyen: gas, polvo, partículas cargadas,
campos electromagnéticos, materia obscura, energía obscura, etc.
Algunos de las componentes más importantes del M.I. son:
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Hidrógeno neutro HI
Regiones de hidrógeno ionizado HII
Nubes moleculares
Polvo interestelar
M.I. tibio
M.I. caliente
Líneas interestelares
Nebulosas planetarias
Remanentes de supernovas
Rayos Cósmicos
Campos magnéticos
El medio intergaláctico
El ciclo de materia en la galaxia
Nubes H
atómico
Nubes
moleculares
Formación
de estrellas
Ciclo
Estrella
Gas
Estrella
Burbujas
calientes
Combustión estelar:
formación de
elementos pesados
Supernovas y
viento estelar
El gas está compuesto por átomos, iones (átomos que han perdido o
ganado electrones) y moléculas. El 99% de la materia interestelar se
encuentra en forma gaseosa. Hay en promedio una partícula de gas
por cada cm3 de volumen. Esta densidad de materia es mucho menor
que el más alto vacío que haya podido lograrse en nuestro planeta.
El elemento más abundante en el universo es el hidrógeno, por lo
que dependiendo de la temperatura y densidad de la nube interestelar
en que se localice, se encontrará en diferentes formas. A temperaturas
y densidades bajas (que son las más comunes), es más probable
encontrarlo como hidrógeno neutro, HI. A temperaturas muy bajas se
encuentra principalmente formando la molécula de hidrógeno H2. Bajo
las condiciones que existen alrededor de estrellas muy calientes (de
tipo O, B), es más probable encontrarlo ionizado, HII.
e
Hidrógeno neutro
Hidrógeno ionizado
Hidrógeno
molecular
HI
P
e
HII
P
P
P
e
H2
Región HII
Espectro de una típica nebulosa planetaria, NGC 1501:
muchas estrechas líneas de emisión de H, C, O y He.
Moléculas interestelares
En los años 1930s los astrofísicos descubrieron que las nubes de
gas y polvo interestelares están pobladas no sólo por átomos de
elementos simples, sino también por moléculas. A partir de los
años 1960s, múltiples observaciones, tanto ópticas como
radioastronómicas, permitieron la localización de moléculas
interestelares complejas, inorgánicas y orgánicas: agua,
amoniaco, formaldehídos, alcohol etílico y otras.
Las especies moleculares diferentes determinadas hasta ahora
son más de cincuenta y se encuentran concentradas en algunas
nubes que rodean estrellas en formación, como la famosa
nebulosa de Orión. Su presencia indica una química interestelar
relativamente compleja, de la cual hasta hace algunos decenios
no se sospechaba su existencia.
Parece ser que los granos de polvo interestelar de apenas unas
décimas de micra ofrecen a los átomos la posibilidad de unirse
para dar vida a las moléculas complejas y, al mismo tiempo,
constituyen una especie de escudo protector contra las
radiaciones de todo tipo que, de lo contrario, romperían las
cadenas moleculares recién formadas.
Nubes moleculares
Son condensaciones de gas y polvo, frías y densas,
que cumplen con las condiciones indispensables para
la formación de moléculas. Tienen una temperatura de
alrededor de 15 °Kelvin (-258 °C) y masas del orden de
1 millón de masas solares.
Las nubes moleculares son las cunas de estrellas. El
gas es predominantemente hidrógeno molecular H2,
aunque contienen además CO, H2O y moléculas más
complejas como alcoholes y formaldehídos.
Para comenzar el proceso de formación estelar las
agrupaciones más densas colapsan. Las partículas se
atraen por la gravedad y se concentran en el centro de
las regiones con más material.
M16: Nebulosa del Águila
Pilares gaseosos
La gran nebulosa de Orión
Créditos & Copyright: Jean-Charles Cuillyre (CFHT), Hawaiian Starlight,CFHT
Está compuesto por granos sólidos microscópicos que contienen un
gran número de átomos. Aproximadamente el 1% de la materia
interestelar está compuesta de polvo. El polvo juega un papel muy
importante en la formación de moléculas y en el enfriamiento que se
requiere para que pueda ocurrir la formación estelar.
El tamaño típico de un grano de polvo es de media micra (una micra o
micrómetro es igual a la milésima parte de un milímetro), que
corresponde a la longitud de onda de la luz. Por esta razón el polvo la
absorbe (extingue la luz), impidiendo su paso en el espectro visible.
Sin embargo, la energía absorbida es emitida en el infrarrojo.
Las partículas de polvo más comunes son: silicatos, grafitos, hielos y
partículas de hierro. Un grano típicamente contiene entre un centenar
y un millón de átomos.
Imagen en el lejano infrarrojo (satélite IRAS). El blanco y los colores más claros
corresponden al polvo. Las bandas negras no tienen significado astronómico.
Nebulosa Cabeza de Caballo, en Orión.
Glóbulos de Bok
Bart Bok
Holanda 1906
E.U.A. 1983
Visible
Objeto Herbig-Haro 46/47
Infrarrojo
La nube obscura B68 en diferentes longitudes de onda
Glóbulo Obscuro en IC 1396
Glóbulo Obscuro en IC 1396
Flujo contenido en HH 46/47
Glóbulos de Bok en IC 2944
RCW 38: Región de formación de estrellas cerca de los restos de la supernova de
Vela, a unos 5,500 años luz de nosotros.
Las Pléyades: Las siete hermanas envueltas en su nebulosa de reflexión.