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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...