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AST 0111
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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.
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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
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e
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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.
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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