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AST 0111 1 Evolución del Sol La figura muestra la evolución del Sol, cómo cambia su radio y su color con el tiempo. La mayor parte de su vida permanece en la secuencia principal, con el aspecto actual. Morirá como una enana blanca de masa 0.6Mo. El resto de la masa se devolverá al medio interestelar, y podrá ser utilizada para formar nuevas generaciones de estrellas. Evolución en el Diagrama HR • Los diagramas de HertzsprungRussell sirven para ilustrar las distintas etapas de evolución de las estrellas. • La evolución de una estrella de baja masa como el Sol es la siguiente: – – – – – – – secuencia principal subgigante gigante roja rama horizontal rama asintótica gigante nebulosa planetaria enana blanca turn-off! Cuando el Sol sea Gigante • La estructura de las estrellas enanas de secuencia principal es similar al Sol. • Cuando se agota el combustible (H) en el núcleo, se inicia la evolución hacia la rama gigante. La estrella enana crece de tamaño mientras su temperatura superficial disminuye. En esta etapa el Sol se convertirá en una gigante roja, siendo mucho mas fría (T=3.000 grados) y unas 100 veces mas grande, mayor que la órbita de Venus. • La estructura de las estrellas gigantes rojas es distinta a la de las enanas: tienen atmósferas muy extendidas y núcleo muy denso que continua acumulando las cenizas de la fusión (He y C). • E.g. Betelgeuse, estrella supergigante en la constelación de Orión, cuyo tamaño supera el tamaño de la órbita de Júpiter. • Estas estrellas son a menudo inestables, con manchas, pulsaciones, y pérdida de masa. Supergigante Roja Betelgeuse La Rama Horizontal • En el extremo de la rama gigante se produce el flash de He. • Luego la temperatura, presión y densidad del núcleo crecen tanto que se comienza a quemar el He que se iba acumulando en esa región. • La fusión de He produce oxígeno. En esta etapa la temperatura de la superficie crece (T > 10000 K), y la estrella está en la rama horizontal, con tamaño 10 veces mas grande que el Sol. • Cuando se agota el He en el núcleo, la estrella crece nuevamente como una gigante roja, posicionándose en la rama asintótica gigante, con un tamaño 1000 veces más grande que el Sol. • La estrella en la rama asintótica gigante quema H en una capa externa, He en una capa más interna, mientras que las cenizas de C y O se acumulan en el núcleo. FIA 0111- Astronomía Centro del cúmulo WCen Nelson Padilla(P. U. Catolica) Estructura interna de Secuencia Ppal Distintas masas hacen distinto tipo de transporte de energía: • Radiación para 0.8 a 1.2 masas solares • para menos, 0.8 (Brown Dwarfs, YSO's, T-Tauri): núcleos convectivos • Estrellas con más que 1.2 masas Solares convección y radiación. Estructura Interna Estrella de baja masa como el Sol en distintas etapas de evolución: Secuencia Principal Fusión de H Zona Radiativa Convección Gigante Roja Zona convectiva Fusión de H Cenizas de He Rama Horizontal Zona radiativa Fusión de H Fusión de He Cenizas de CO Últimas etapas de estrellas masivas He 4 Si 28 Evolucionan de manera diferente al Sol. S 32 Ar 36 Ca 40 Ti 44 Cr 48 Fe 52 Ni 56 Si tiene 20 veces la masa del sol, ésta evoluciona mucho más rápido y de forma más violenta. Después de quemar el H y He, el núcleo continúa fusionando elementos cada vez más pesados: – – – – – – – Fusion de H a He produce energía (107 años), Fusion de He a C produce energía (106 años), Fusion de C a O produce energía (103 años), Fusion de O a Ne produce energía (1 año), Fusion de Ne a Mg produce energía (meses), Fusion de Mg a Si produce energía (semanas), Fusion de Si a Fe produce energía (1 semana). Estructura de fusión en cáscaras • La estrella masiva muestra capaz con fusión de elementos cada vez más pesados hacia el centro: “estructura de cebolla” • El H, el más liviano, flota a la superficie formando la capa más externa. Fe en cambio se hunde hacia el núcleo. Éste llega a T = 1010 K. Cuál de los siguientes objetos no tiene fusión en su núcleo? A. B. C. D. E. estrella de rama horizontal estrella supergigante roja de secuencia principal, roja una enana blanca Todas tienen fusión FIA 0111- Astronomia Franz Bauer (P. U. Catolica) ¿Cómo muere una estrella? FIA 0111- Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica) Nebulosas Planetarias • Las atmósferas tan extendidas de las estrellas en la rama asintótica gigantes son inestables, y la estrella comienza a variar de tamaño periódicamente. Las pulsaciones conducen a la expulsión de sus capas externas y se forman las nebulosas planetarias. • Las capas son liberadas gentilmente, con velocidades V<100km/s, no son expulsadas explosivamente, • El nombre de nebulosa planetaria que acuñaron los antiguos, no quiere decir que tenga planetas. FIA 0111- Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica) De Nebulosa a Enana • Las nebulosas planetarias sobreviven unos pocos millones de años, antes que el material gaseoso se pierda en el medio interestelar. • Nota: 1 km/s = 1 pc en 1 millón de años. • Finalmente, el núcleo desnudo que es lo único que queda de la estrella original termina su vida como una enana blanca. • Las enanas blancas tienen T=10.000-50.000 grados en su superficie, y tamaño similar a la Tierra (unos 10.000 km de diámetro). Anillo Nebulosas planetarias Reloj de arena Nebulosa planetaria del esquimal Abell 39 Enanas Blancas • • • Las enanas blancas (WD) contienen muy poco combustible (H), ya que todo fue quemado o expulsado en las etapas anteriores de evolución. Se dividen en DA y DB, dependiendo en la presencia de líneas de H en el espectro. La mayoría de las WD tienen la mitad de la masa del Sol, y como su tamaño es similar a la Tierra, implica que son muy densas: sus interiores estan hechos de gas degenerado, soportado por la presión electrónica. • • A pesar de su alta T>10000K, son débiles porque su tamaño es pequeño. • Las estrellas de baja masa como el Sol (<5 Mo) producen una WD de CO. Las estrellas de masa intermedia (5-10 Mo) producen una WD de ONeMg. • Al no producir energía, estas enanas blancas se contraen muy despacio, terminando sus lentamente. Sirio B en rayos X E.g. la WD compañera de SirioA,con un período orbital de 50 años, que a pesar de su cercanía fué muy difícil de detectar. Ahora la WD SirioB se puede ver con el telescopio espacial Chandra: en rayos X es más luminosa que SirioA misma. SirioB tiene T=25000K, M=1.1Mo, R=2RTierra, L=0.04Lo. enfrían y vidas apagándose WD Estados Finales de Evolución M/Mo<0.08 Enana Marrón 0.08<M/Mo<8 Enana blanca 8<M/Mo<40 Estrella de neutrones >40M/Mo Agujero negro . El destino final de evolución de una estrella depende sólo de su masa FIA 0111- Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica) Estados Finales de Evolución La masa es el parámetro que determina la duración de la vida de las estrellas y su destino final de evolución. M/M¤ M<0.08 Remanente BD 0.08<M<0.3 WD de He 0.3<M<8 WD de CO con M<1.4M¤ 8<M<40 Supernova - NS de >1.4M¤ 40<M Supernova - BH de >3M¤? Explosión de Supernova • Cuando las cenizas de Fe se acumulan en el núcleo, ese Fe no puede producir energía por fusión. No se producen mas reacciones nucleares, y se apaga la presión de radiación en el núcleo. • Entonces la gravedad triunfa sobre la presión, la estrella no puede soportar mas su propia masa y el interior de la estrella colapsa violentamente. • Este colapso genera una enorme cantidad de energía gravitacional, provocando una gran explosión de supernova (SN). • FIA 0111- Astronomía Los elementos pesados que formaban las distintas capas de la estrella son expulsados por la explosión, y vuelven a enriquecer el medio interestelar. Nelson Padilla(P. U. Catolica) e r e i uu q oc e r to so n s p ó i e a l s fu gía: l co SN O er e ión en e en los rr exp y Las SN son importantes porque enriquecen el medio interestelar y porque gatillan la formación de nuevas generaciones de estrellas. Estas explosiones pueden ser tan brillantes como una galaxia entera. Ademas, por ser tan brillantes, las SN pueden ser usadas para medir las distancias de objetos muy lejanos. SN 1987A • La primera SN del año 1987, llamada SN 1987A, resultó en un gran avance de nuestro conocimiento sobre estos objetos. • Explotó en la galaxia vecina llamada Nube Mayor de Magallanes hace 165000 años atrás. • Se vió a simple vista durante un mes como una estrella rojiza en la Nube Mayor de Magallanes. • Por suerte Sanduleak había tomado fotos y medido las estrellas en la región antes: por primera vez se tenia una foto de una estrella progenitora antes de que explotara. La progenitora resultó ser una estrella supergigante de unas 20 Mo. • • SN 1987A fue una SN tipo II, y debería haber dejado una estrella de neutrones, la que todavía no se ha observado. SN Históricas • Asi como nosotros observamos SN 1987A, hay varias SN históricas en nuestra galaxia registradas por los antiguos que han sido mucho más brillantes. • Las mas famosas de las que se tienen registros escritos (aún en piedra) son SN 1006, SN 1054, SN 1181, SN 1572, SN 1604, y SN 1658. • Si hoy apuntamos el telescopio a esos lugares donde los antiguos vieron esas “estrellas nuevas” observamos los remanentes de esas SN. • La SN mas cercana (Nebulosa de Gumm) que explotó unos 9000 años a.c. debió haber sido tan brillante como la Luna llena. • La segunda SN en distancia fue Cas A, que debió explotar alrededor del año 1600, aunque no existen registros históricos para confirmarlo. FIA 0111- Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica) Vela SN 12000 años atrás A champagne supernova in the sky (Oasis) La Nebulosa del Cangrejo (SN1054ac) es una SN que explotó en el año 1054. Se expandió ~10 años luz en unos 900 años. La velocidad medida, la fecha de explosión, y el tamaño son consistentes. Cuando explotó podía producir sombra durante el día de acuerdo con los anales chinos de la época. 10 a s o ñ lu z SN Históricas