Download Tema 1: La tierra en el universo Es la etapa de la vida de la estrella

Tema 1: La tierra en el universo
Vida de una estrella
¿Qué es una estrella?
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
Energía
1 núcleo de helio
4 protones
(2 protones + 2 neutrones)
E = m c2
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Vida de una estrella
Nacimiento:
Contracción
Actúan dos tipos de fuerzas
F. Centrífuga
Dispersión
Energía Interna
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Vida de una estrella
Presión de radiación
Gravedad
Tema 1: La tierra en el universo
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
Millones de años
Protoestrella
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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
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Evolución de la estrella
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
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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
T = 3500 C
1.5 RSol
T = 7000 C
0.6 RSol
M < 0.08 MSol
límite subestelar
Enanas marrones
Cuando el Hidrógeno se consume…
Capa de H en ignición
Capa de H inerte
Estrellas de tipo solar
El núcleo se contrae
Núcleo de He
Las capas exteriores se expanden
Fase de gigante roja
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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Muerte de una estrella
Depende de la masa de la estrella. Hay dos posibilidades:
1. Masa < 1,4 masa solar
La estrella se enfría y palidece.
2. Masa > 4-8 masa solar
Continúa la fusión de elementos
Cada vez que se agote un elemento se vuelve a producir una contracción, hasta que
concluya con la fusión de átomos de hierro, que provoca un colapso brusco:
IMPLOSIÓN
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IMPLOSIÓN
Aumento de densidad
Efecto rebote
Formación de onda de choque
Explosión muy violenta
Supernova
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De estrella a Agujero Negro
Las estrellas con una masa mucho mayor que la del Sol sufren una
evolución más rápida, de unos pocos millones de años desde su
nacimiento hasta la explosión de una supernova. Los restos de la
estrella pueden ser una estrella de neutrones.
Sin embargo, existe un límite para el tamaño de las estrellas de
neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a
contraerse hasta que se convierten en un agujero negro, del que no
puede escapar ninguna radiación.
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Un esquema de la evolución estelar
0.75 MSol < M* < 5 MSol
Gigante
roja
Nebulosa
planetaria
Enana
blanca
M* < 1.4 MSol
Contracción
Secuencia
principal
Estrella de
neutrones o
Supergigante
M* > 5 MSol
Supernova
agujero
negro