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)