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9. – Evolución Estelar
08 de mayo de 2009
1. – La secuencia principal
1
El diagrama de Hertzsprung-Russell
Estrellas de la secuencia principal
Gigantes
Gigantes rojas
Supergigantes
Enanas blancas
2
El interior de las estrellas (I)
La vida de las estrellas depende de su masa
Expansión: Presión de gas y presión de radiaciónContracción: Gravedad de la propia estrella
gravgdr
TdPT
)(
)(1
T núcleo Sol ~ 15 millones K EHeH 41 4
Ejemplo: Sol
Tsuperficie ~5700 K Utilizando la ley de Stephan-Boltzman: E= T4= 6.2 x107 W/m2 Energía total emitida por el Sol = E*4 a2 = 3.9 x1026 W = ESOL
2mcE 600 millones de Tn de H transformadas en 596 millones de Tn de He por segundo
1% de la masa del Sol procesada en 1000 millones de años
Las estrellas son estables en mayor o menor medida dependiendo de su masa
El interior de las estrellas (II): El Sol
Ahora 40% más brillante,
6% mayor
5% más caliente
Más He en el núcleo
Menos H
3
“Núcleo” desacoplado del resto de la estrella
4
Del nacimiento estelar a la secuencia principal
Evolución estelar en la secuencia principal: Dependencia con la masa
Zero-Age
Main Sequence
(ZAMS)
5
Evolución estelar tras “agotar” la secuencia principal
H en el núcleo convertido en He
Bajan las temperaturas
Contracción del núcleo
Aumento de temperatura hasta varias decenas de millones de grados
H He
En una capa alrededor del núcleo
Expansión (R ~10-100 RSol) y enfriamiento de las capas exteriores
→ Gigante Roja 6
Masas intermedias: 0.8<M<10 MSol
Evolución estelar: La fase Gigante Roja
Prosigue la lenta contracción del núcleo
Aumento de temperatura en el núcleo
H He
En una capa alrededor del núcleo
3 4He → 12C“Proceso triple alfa”
H → HeHe → C, N, O
C → Ne, Mg, O
Ne → O, Mg
La Nucleosíntesis continúaEstructura en “capas de cebolla”
En estrellas masivas M>5 MSol
7
En estrellas No masivas M< 0.4 MSolLa Nucleosíntesis
se detiene
Enanas rojas
Estrellas variables
8
Curva de luz de Cephei
El periodo de una Cefeida variable estádirectamente relacionado con su luminosidad
absoluta.
Midiendo el periodo tenemos la magnitudabsoluta, comparando con la visual la distancia a
estrellas variables
Cuanto más luminosa más lento el periodo Las medidas de distancia de las
Cefeidas fueron las primerasdeterminaciones de la distanciaa las Galaxias y fundamentales
en el descubrimiento de la expansión del Universo.
Cefe¡das ~ 40,000 luminosidadsolar
Pueden “verse” y estudiarse en galaxias cercanas
Estrellas variables
9
La vida de una estrella masiva (M > 8 MSol) comprimida en 24 h
10
Si comprimimos la vida de una estrella masiva en un día…
Secuencia principal + expansión Gigante Roja:
22 h, 24 min.
Combustible: H en el núcleo
Fase de Gigante Roja
1 h, 35 min, 53 s
Combustible He C
C → Ne, Na, Mg, O6.99 s
Ne → O, Mg6 ms
3.97 ms O → Si, S, P
0.03 ms Si → Fe, Co, Ni
Resultado: Nebulosas planetarias y enanas blancas
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M57Nebulosa del Anillo
Evolución compleja: Vientos estelares, material ionizado, compañeras estelares, discos,…
Masas intermedias: 0.8<M<10 MSol
Resumen de evolución estelar
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El destino del Sol
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Evolución estelar en cúmulos estelares
Estrellas de masa alta en la rama asíntotica de gigantes
Estrellas de baja masa en la secuencia principal
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Diagramas HR en cúmulos estelares
distintos
Evolución estelar de estrellas masivas
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Masas > 10 MSol Contracción, calentamiento e ignición de diferentes reacciones termonuclearesT alcanzan los miles de millones de grados
Supergigantes azul o roja
e y p neutrones + neutrinos
La presión de la degeneración de los electrones desaparece
Colapso brusco de los neutrones formando una estrella de neutrones
Evolución estelar de estrellas masivas
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Si la masa del núcleo es pequeña Frenado del colapso por degeneración de los neutrones
Si la masa del núcleo M> 1.4 Msol (límite de Chandrashekar) Colapso del núcleo rápida. Frenado del colapso por interacción fuerte o formación de un agujero negro
Implosión+
Explosión energética de las capas exteriores
~ 109-10 LLuminosidad: Superior a la de una galaxia (durante semanas)
Frecuencia: 1-10 por siglo y por galaxia
Supernova 1987a
Supernovas históricas
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1006: Lupus, observada por astrónomos chinos y en Oriente Medio (visible durante un año); mv=-81054: Nebulosa del Cangrejo, observadores chinos, nativos americanos, europeos, mv=-31181: China y Japón; mv=01572: Supernova de Tycho Brahe; mv -41604: Supernova de Kepler; mv=-31987: Supernova de la Nube de Magallanes (visible a simple vista con dificultad)
Gamma Ray Burst (GRB)
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Explosiones de Rayos Gamma en el Universo (cortas e intensas) 0.1-100 s
Afterglow (días)
Distancias extragalácticas
Luminosidad ~ L galaxiaEnergía comparable a 10^30 HiroshimaPosiblemente “colimada” y dirigida en un cono de ángulo muy estrecho <5º
Modelos:
Fusión de estrellas de neutrones formación de agujeros negros
Explosiones de supernovas (1998; GRB 980425),
GRB (Rayos X) Afterglow (visible)
Objetos colapsados
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a) Enanas blancasb) Estrellas de neutrones y púlsaresc) Agujeros negros
Enanas blancas
M < 10 M
Mnúcleo < 1.4 M
Tef ~ 15000 KL ~ 0.01 LR ~ RT~ 100 Tn cm-3
g ~ 105 g Tierra
Ejemplo: Sirio B orbitando Sirio A
Materia “degenerada”, gas de e-, neutrones y protones
Estrellas de neutrones y púlsares
M < 50 M
1.4 M < Mn < 3 M
Neutrones “pegados”
R ~ 10-100 km~ 1000 x 106 Tn cm-3
g ~ 1012 g Tierra
Emisión sincrotón
T emisión: 1.5 ms - 8.5 s
Objetos colapsados
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Agujeros negros
M > 50 M
Mnúcleo > 3.0 M
Objetos tan masivos que ni siquiera la luz puede escapar de ellos
RGMmmv
EpEcEtotal
2
0
2 cv 2
2cGMRS
Radio de Schwarschild(Horizonte de eventos)
Necesaria relatividad general para explicar las propiedades de su entorno y la interacción con objetos, espacio y tiempo cercanos
Msol RS=3 km
Los agujeros negros no son negros si tienen material más allá del horizonte de eventos
Agujeros negros: Espacio-tiempo deformado
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Evaporación de Agujeros negros y Radiación de Hawking
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Imágenes de agujeros negros
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Ejemplo: Cygnus X-1
Agujeros negros estelares
M > 3-10 M
Ejemplo: Sgr AEn el centro de la Vía Láctea
Agujeros supermasivos
M > 3-4 x 106 M
Agujeros intermedios
M > 1000 M
Varios ejemplos en torno a Sgr A
Agujeros negros por doquier
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AGN: Active Galactic Nuclei & quasarsEjemplo: M87
Censo en Rayos X de agujeros negros extragalácticos(Imagen del satélite Chandra del agujero de Lockman)
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