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La vida de las
estrellas
Conceptos previos:
Cambio de fase:
Conceptos previos:
Cambio de fase:Calor específico del hielo ch=2090 J/(kg K)
Calor de fusión del hielo Lf=334·103 J/kg
Calor específico del agua c=4180 J/(kg K)
Calor de vaporización del agua Lv=2260·103 J/kg
Conceptos previos
Transporte de calor: Radiación
Conceptos previos
Transporte de calor: Conducción
Conceptos previos
Transporte de calor: Convección
Conceptos previos
Longitud de camino libre medio = distancia que puede recorrer un
fotón antes de ser absorbido
Opacidad: (Wikipedia: the degree to which light is blocked).
= 1/
Conceptos previos
Opacidad: nótese que la opacidad depende de la densidad del
material que opaca.
La vida de las estrellas
¿Cuánto tiempo viven?
1. Meses
2. Años
3. Décadas
4. Siglos
5. Miles de años
6. Millones de años
7. Cientos de millones de años
8. Miles de millones de años
La vida de las estrellas
¿Cuánto tiempo puede un auto estar encendido?
El tiempo depende de:
1. Capacidad de almacenamiento
del combustible (tamaño del
tanque).
2. Tasa de combustión.
La vida de las estrellas
Igualmente, una estrella puede estar encendida mientras
tenga combustible.
Tiempo de Tiempo de Tiempo
caida libre Kelvin-Helmholtz nuclear
para el Sol
hora 30 millones de años 1010 años
La vida de las estrellas
Las edades geológicas, sin embargo, apoyaban a Darwin.
¿cómo puede el Sol vivir tanto tiempo?
2mcE =
La vida de las estrellas
Igualmente, una estrella puede estar encendida mientras
tenga combustible.
Tiempo nuclear:
L
Mctn
21.0007.0
La vida de las estrellas
Igualmente, una estrella puede estar encendida mientras
tenga combustible.
Tiempos:
Nuclear:
)/(
)/(1010
o
o
LL
MM
a os
tn
La vida de las estrellas
¿Cómo se mantienen tan estables durante tanto tiempo?.
Fusión nuclear: cuando dos o más núcleos atómicos se
unen para formar un núcleo de un átomo más pesado.
Antes: 4 protones
(núcleos de H)
La vida de las estrellas
¿Cómo se mantienen tan estables durante tanto tiempo?.
Fusión nuclear: cuando dos o más núcleos atómicos se
unen para formar un núcleo de un átomo más pesado.
Después, un núcleo de Helio: 2
neutrones y 2 protones.Antes: 4 protones
(núcleos de H)
Masa del
núcleo de
Helio: 4.0026
amusMasa de cada nucleón: 1.0079 amu
Masa total = 4 x 1.0079 = 4.0316
La vida de las estrellas
¿Cómo se mantienen tan estables durante tanto tiempo?.
Fusión nuclear: cuando dos o más núcleos atómicos se
unen para formar un núcleo de un átomo más pesado.
Después, un núcleo de Helio: 2
neutrones y 2 protones.Antes: 4 protones
(núcleos de H)
Masa del
núcleo de
Helio: 4.0026
amusMasa de cada nucleón: 1.0079 amu
Masa total = 4 x 1.0079 = 4.0316
¿Dónde quedó la masita?
La vida de las estrellas
¿Cómo se mantienen tan estables durante tanto tiempo?.
Fusión nuclear: cuando dos o más núcleos atómicos se unen
para formar un núcleo de un átomo más pesado.
En general, la energía liberada se puede calcular como
E = (mantes – mdespués) c2
Donde
mantes = masa total de las partículas antes de la fusión
mdespués = masa total de las partículas después de la fusión)
Evolución de las estrellas
1. Contracción hacia la secuencia principal.
2. La secuencia principal
3. La fase de gigante.
4. Muerte de las estrellas.
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Las estrellas se forman dentro de nubes moleculares, oscuras y
frías (T~10K)
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Estas nubes se encuentran principalmente a lo largo de los brazos
espirales de las Galaxias (galaxia del Rehilete)
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Estas nubes se encuentran principalmente a lo largo de los brazos
espirales de las Galaxias (IC342)
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Estas nubes se encuentran principalmente a lo largo de los brazos
espirales de las Galaxias (Vía Láctea, vista desde Chile)
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Estas nubes no son homogéneas. Tienen una estructura compleja,
generada por los vientos y chorros estelares,
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Estas nubes no son homogéneas. Tienen una estructura compleja,
generada por los vientos y chorros estelares,
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Estas nubes no son homogéneas. Tienen una estructura compleja,
generada por los vientos y chorros estelares,
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
radiación disociante y ionizante,
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
explosiones de supernova,
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
explosiones de supernova,
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
paso de brazos espirales, inestabilidades, fuerzas de marea, etc.
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Estas nubes tienen
campos de velocidad
complejos, y en las
regiones donde el campo
de velocidad converge, la
densidad aumenta.
Dependiendo de la
temperatura y densidad,
estas regiones, llamadas
núcleos densos, pueden
ser susceptibles al colapso
gravitacional.
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
El colapso gravitacional se da si la masa de la región excede la
llamada masa de Jeans
=0
2/3
4
35
μH
JmG
kTM
Donde k=1.38x10-16 es la constante de Boltzmann, T la temperatura
de la región, μmH es la masa promedio de la partícula, y 0 la
densidad promedio de la región.
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Fase 1: si tienen suficiente masa, proceden al colapso en caída
libre. t ~ 100 000 años.
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Fase 1: si tienen suficiente masa, proceden al colapso en caída
libre. t ~ 100 000 años.
l ~
0.1
pc
~ 2
0000 A
U
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Fase 2: Ionizaciones:
Mientras el material sigue cayendo
libremente en las partes externas,
la región más densa se contrae más
lentamente.
Esto, porque al aumentar la
densidad, el material se vuelve
más opaco, y no se puede enfriar
eficientemente. Comienza un
aumento gradual de la temperatura.
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Fase 2: ionizaciones:
Al llegar a T~1500-1800K, el H2
se comienza a disociar. Esto
consume energía, (tal como sucede
en una olla de agua hirviendo), de
manera que la temperatura no
aumenta tan eficientemente.
Aumenta la tasa de contracción.
H2
H
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Fase 2: ionizaciones:
Lo mismo sucede cuando la
temperatura llega a 10,000K, pues
el H se comienza a ionizar.
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Fase 2: Ionizaciones
Similarmente, cuando
T~100,000K, el He se ioniza
completamente.
A partir de este momento se dice
que nace la protoestrella.
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Fase 3: Nace la protoestrella
T Tauri:
protoestrella de
aproximadamente
una masa solar
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Fase 3: Nace la protoestrella
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Fase 3: Nace la protoestrella
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Fase 3: Protoestrella.
Una vez ionizada
completamente la estrella
(T~100,000-1,000,000K), la
contracción es mucho más
lenta. La estrella tiene unos
R*~3Ro,
T TauriR
*~
3R
o
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Fase 3: Protoestrella:
Esto sucede porque la
radiación ya no puede
escapar, de manera que si se
contrae, se calienta, la presión
en el centro es mayor,
mientras que afuera se
mantiene igual. Entonces, el
gradiente de presión es
mayor, produciendo mayor
resistencia al colapso
T Tauri
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Fase 3: Protoestrella
¿Cuánto dura esta fase?
¿Tiempo de caida libre?
¿tiempo de KH?
¿tiempo nuclear?
T Tauri
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
T Tauri
Fase 3: Protoestrella
¿Cuánto dura esta fase?
¿Tiempo de caida libre?
¿tiempo de KH?
¿tiempo nuclear?
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Fase 3: Protoestrella ¿Cuánto dura esta fase?
( ))/)(/(
/101.3
2
7
oo
o
LLRR
MM
a os
tKH
Para una estrella T Tauri típica,
M=Mo, R=3Ro, Teff = 4000K.
¿Cuánto vale L?
¿Cuánto vale tKH?
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal Historia en el
diagrama HR
(a) Baja temperatura y baja luminosidad.
(a)
línea de Hayashi
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal Historia en el
diagrama HR
(a) Baja temperatura y baja luminosidad.
(b) Al colapsar, la superficie se calienta y comienza a brillar. Se mueve hacia
arriba a la izquierda. Esta luminosidad es conversión de energía potencial a
energía radiativa.
(a)
(b)
línea de Hayashi
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal Historia en el
diagrama HR
(a) Baja temperatura y baja luminosidad.
(b) Al colapsar, la superficie se calienta
y comienza a brillar. Se mueve hacia
arriba a la izquierda. Esta
luminosidad es conversión de energía
potencial a energía radiativa.
(c) Al final del colapso, cuando
comienza la etapa de protoestrella, se
encuentra sobre la linea de Hayashi.
En este estadío, la estrella es
completamente convectiva. Estrellas
a la derecha de la línea de Hayashi no
pueden estar en equilibrio, y deben
colapsar en una escala de tiempo
dinámico.
(c)
línea de Hayashi
línea de Hayashi
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Historia en el diagrama HR
(d) La evolución ahora se da en la escala
de tiempo térmico (KH). La estrella
se mueve verticalmente hacia abajo
sobre la línea de Hayashi.
(e) Conforme se contrae, la temperatura
central aumenta. Al llegar al millón
de K comienza a fusionarse el
deuterio. La opacidad disminuye y la
energía se comienza a transportar por
radiación. La masa de la región
radiativa aumenta hasta que la mayor
parte de la estrella es radiativa. La
temperatura superficial también
aumenta un poco.
(d)
(e)
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Historia en el diagrama HR
(f) A una temperatura central de 4
millones de K, comienza el quemado
de hidrógeno, aunque no es muy
eficiente sino hasta que la
temperatura llega por arriba de 10
millones de grados.
línea de Hayashi
Evolución de las estrellas1. Contracción hacia la secuencia principal.
Fase 4: Cuando la estrella se ha contraído suficiente, la
temperatura central alcanza unos 10-15 millones de grados, y
comienzan el quemado de hidrógeno. Se dice que la estrella entra a
la secuencia principal.
Secuencia Principal
¿Cómo se mantienen tan estables durante tanto tiempo?.
Fusión nuclear: ¿Cómo juntar cuatro núcleos de H?
1. Cadena protón-protón (1950 y cacho).
2. Ciclo CNO (1936)
Cadenaprotón-protón
Cadena protón-protón
Los núcleos de hidrógeno no se fusionan 4 a la vez. Las reacciones
son un poco más complejas, formando primero un 2H, luego un3He, el cual puede juntarse con otro 3He, para posteriormente
producir un 4He y regresar 2 átomos de H.
CicloCNO
Ciclo CNO
El ciclo de CNO hace uso del Carbón, Nitrógeno y Oxígeno, para
convertir igualmente cuatro núcleos de H en un núcleo de He,
liberando energía. Este ciclo requiere mayor temperatura, pero por
encima de los 15,000,000 K, es un proceso mucho más eficiente
para producir He que la cadena PP.
Ejercicios y Preguntas1. ¿Puedes encontrar 5 mecanismos pueden comprimir al medio
interestelar y desatar la formación estelar?
2. ¿Cómo es que los astrónomos saben que las estrellas se
forman dentro de las nubes moleculares?
3. ¿Por qué es necesario que existan bajas temperaturas a fin de
que las protoestrellas se formen dentro de una nebulosa
oscura?
4. ¿Que es una nube molecular? ¿cuál es el papel de éstas nubes
en el nacimiento de las estrellas?
5. ¿Inicialmente, qué tan rápido es el colapso de un núcleo denso
molecular? ¿cuánto tiempo dura?
6. ¿Cómo varía la temperatura durante este colapso inicial?
¿mucho? ¿poco? ¿nada? ¿aleatoriamente?
Ejercicios y Preguntas
7. ¿Por qué una nube colapsando permanece isotérmica
inicialmente?
8. Por qué una nube, conforme se vuelve opaca, comienza a
calentarase?
9. ¿Qué tan rápido varía la temperatura cuando el hidrógeno
molecular comienza a disociarse?
10. ¿Qué sucede dentro de la protoestrella, de manera que el
colapso se detiene?
11. ¿Cuál es la fuente de energía que le permite a una
protoestrella brillar?
12. ¿Qué debe suceder para que las protoestrellas se
conviertan en estrellas?
13. ¿Por qué las reacciones nucleares ocurren solamente en las
estrellas de secuencia principal, y no en las protoestrellas?
Ejercicios y Preguntas
14. ¿Por qué las reacciones nucleares ocurren solamente en el
centro de la estrella, y nunca en su superficie?
15. ¿Por qué es muy difícil ver protoestrellas?
16. Usando el diagrama HR, describe la evolución del colapso de
un núcleo denso hasta la secuencia principal.
17. Qué cree usted que sucedería si el Sistema Solar atravesara
una nube molecular? ¿habrá sucedido esto en el pasado?
18. Las nubes moleculares tienen moleculas orgánicas. Especule
sobre la posibilidad de que se lleven a cabo procesos
biológicos en las condiciones de nubes moleculares. ¿cree
usted que es factible que se desarrolle vida?
19. Suponga una nube con una temperatura de 10K, un tamaño de
10 pc, y una masa de 1000 masas solares. ¿Puede formar
estrellas?
Ejercicios y Preguntas
20. Suponga ahora que la misma nube tiene un tamaño de 1 pc.
¿Puede formar estrellas?
21. ¿y qué hay de una nube con 1 masa solar, y 0.1 pc?
