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Evolución estelar:
del huevo a las supernovas
Algunos números
MSol = 2 1030 kg
MJupiter = 2 1027 kg
MTierra = 6 1024 kg
RSol
= 700 000 km
TSol
= 6000 C (superficie)
Hay alrededor de 2000 estrellas en una esfera centrada en el
Sol y de radio 80 años luz (25 pc)
¿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
E = m c2
1 núcleo de helio
4 protones
(2 protones + 2 neutrones)
La cadena p – p
¿Cómo es una estrella?
Fotones
Neutrinos
Núcleo
T  107 C
¡En el Sol un fotón
tarda unos 100 000
años en viajar del
núcleo a la fotosfera!
Fotosfera
T ~ 103 - 104 C
La composición de las estrellas
La composición química de la mayoría de las estrellas es muy
similar a la del Sol. Las abundancias relativas, para los elementos
más significativos son:
Masa
Átomos
Hidrógeno (H)
70.9%
91.0%
Helio (He)
27.4%
8.9%
Carbono (C)
0.29%
0.03%
Nitrógeno (N)
0.10%
0.008%
Oxígeno (O)
0.77%
0.07%
Neon (Ne)
0.12%
0.01%
Silicio (Si)
0.07%
0.003%
Azufre (S)
0.04%
0.002%
Hierro (Fe)
0.16%
0.003%
Nidos de estrellas
El nacimiento de las estrellas
Energía
1 núcleo de helio
4 protones
Nubes de hidrógeno
y polvo interestelar
(2 protones + 2 neutrones)
El nacimiento de las estrellas
Una simulación por ordenador
Matthew Bates
(Universidad de
Exeter)
Diámetro inicial de la nube: 12 375 000 000 000 km
Estrellas muy “jóvenes”
Estrellas jóvenes: las Pléyades
Cúmulo estelar joven: 125 000 000 años
La “secuencia principal”
Es la etapa de la vida de la estrella en la
que las reacciones predominantes en el
núcleo son 4 H+  He++ + energía
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 en la secuencia principal
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
0.6 RSol
T = 3500 C
1.5 RSol
T = 7000 C
M < 0.08 MSol
límite subestelar
Enanas marrones
Eyecciones de masa coronales
¿Cómo es la vida de las estrellas?
La vida de la estrella es una batalla de la presión contra la gravedad
Presión de radiación
Gravedad
¿Qué sucede cuando acaba el H en el núcleo?
La gravedad comienza a dominar
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
¿Y más tarde?...
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
Nebulosas “planetarias” (¡ojo!)
Algunos ejemplos: la nebulosa “Raya”
...y la nebulosa de la “Hormiga”
Enanas blancas
Masa < 1.44 MSol
Densidad  106 - 107 g/cm3
Radio  1 RTierra
¿Qué sucede con las estrellas más masivas?
El núcleo va produciendo elementos más y más pesados
Capa de H, He
Capa de C, O
Capa de O, Mg, Si
Núcleo de Fe, Ni, S
El hierro es el elemento más estable:
la estructura de la estrella colapsa
sobre el núcleo
Se produce una explosión: supernovas
SN 1054
Nebulosa del
Cangrejo
Estrellas de neutrones (“púlsares”)
Eje de rotación
Haz de radiación
1.44 MSol < Masa < 3 MSol
Densidad  1013 - 1015 g/cm3
Radio  30 km
Haz de radiación
Un ejemplo cercano: SN 1987A
Restos de supernovas
...y agujeros negros
...y agujeros negros (ahora en serio)
Masa > 8 MSol
La materia se halla comprimida
en un estado desconocido
Composición artística del agujero negro y de su
estrella compañera en el microcuásar GRO J1655-40
Un esquema de la evolución estelar
Cortesía de José María Cruz
...y el ciclo de la vida continúa...