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Las estrellas
CosmoCaixa Verano 2004
Algunos números y unidades
MSol = 2 x 1030 kg
RSol = 700 000 km
TSol = 6000 C (superficie)
1 Unidad Astronómica (UA) = 150 000 000 km
1 Año Luz = 9.46 x 1012 km
1 Parsec (pc) = 3.26 años luz
Hay alrededor de 2000 estrellas conocidas en una esfera centrada en el Sol y de radio 80 años luz (25
pc)
Magnitudes y brillos de las estrellas
El brillo de las estrellas se mide en magnitudes:
Las estrellas más brillantes a simple vista tienen magnitud -1
Las estrellas más débiles a simple vista tienen magnitud 6
A una diferencia de magnitudes de 5 unidades corresponde un cociente de brillos de 100:
El brillo de una estrella de magnitud 1.0 es 100 veces mayor que el brillo de una estrella de magnitud 6.0
De la misma forma, el brillo de una estrella de magnitud 10.0 es 100 veces mayor que el de una estrella de magnitud 15.0
...sin embargo hay que hacer un matiz
Una estrella puede parecer más brillante que otra sólo por encontrarse más cerca de nosotros: por ejemplo, el Sol es aparentemente más brillante que Sirio, pero intrínsecamente no lo es...
Sirio es, por tanto, 23 veces más brillante que el Sol
Si colocaramos a la misma distancia (por ejemplo 10 pc) unos cuantos objetos conocidos, observariamos lo siguiente:
maparente Mabsoluta
Sol –26.7 +4.8
Luna llena –12.7 +32.0
Venus –4.3 +29.0
Sirio –1.45 +1.4
¿Qué es una estrella?
Una estrella es, en una definición sencilla, una esfera de gas, en su mayor parte formada por hidrógeno (H) y helio (He) con un núcleo muy caliente donde se producen las reacciones nucleares de fusión que son el origen de la luminosidad emergente en su superficie
Energía
4 protones
1 núcleo de helio
(2 protones + 2 neutrones)
E = m c2
¿Cómo es una estrella?
Fotosfera T ~ 103 -
104 C
Núcleo T
107 C
Fotones
Neutrinos
¡En el Sol un fotón tarda unos 100 000 años en viajar del núcleo a la fotosfera!
Una rápida mirada al Sol
¿Cómo conocemos las propiedades de las estrellas?
Las líneas espectrales son las
huellas dactilares de los elementos
químicos
El hidrógeno aparece como...
Espectro continuo
Espectro de emisión
Espectro de absorción
Gas caliente
Gas frio
Prisma
El espectro electromagnético
Rayos Rayos X
UV
Optico
Infrarrojo
Radio
Longitud de onda
Energía
Los colores de las estrellas
Betelgeuse 3100 K
Rigel 11 000 KCúmulo M7
Nubes estelares en Sagitario
Otra forma de comprender los colores...
Longitud de onda Longitud de onda Longitud de onda
La composición de las estrellas
La composición química de la mayoría de las estrellas es muy similar a la del Sol. Las abundancias relativas, en masa, para los elementos más significativos son:
Hidrógeno (H) 73.4%
Helio (He) 24.9%
Carbono (C) 0.29%
Nitrógeno (N) 0.10%
Oxígeno (O) 0.77%
Neon (Ne) 0.12%
Hierro (Fe) 0.16%
El nacimiento de las estrellas
Nubes de hidrógeno y polvo interestelar
30 Dor
...otro ejemplo
Nubes de gas y polvo interestelar
Estrellas nacientes
IC 2944
...y otro más: una simulación por ordenador
Cortesía de Matthew Bates (Universidad de Exeter)
Estrellas muy jóvenes
Estrellas jóvenes: las Pléyades
Cúmulo estelar joven: 125 000 000 años
Remanente del gas interestelar
La “secuencia principal”
Es la etapa de la vida de la estrella en la que las reacciones predominantes en el núcleo son
4 H+ He++ + energía
El Sol lleva en esta fase 5 000 000 000 años y quema en cada segundo unos 500 millones de toneladas de H
Tamaño de la Tierra
Propiedades en la secuencia principal
120 MSol 15 RSol
T = 50 000 C
12 MSol 8 RSol
T = 30 000 C
2.5 MSol 2.5 RSol
T = 9500 C
1.5 MSol 1.5 RSol
T = 7000 C
1 MSol 1 RSol
T = 6 000 C
0.7 MSol 0.7 RSol
T = 5000 C
0.5 MSol 0.6 RSol
T = 3500 C
M < 0.08 MSol límite subestelar
Enanas marrones
Las estrellas son entidades complejas...
Las estrellas presentan vientos estelares, eyecciones violentas de partículas, campos magnéticos...
¿Cómo es la vida de las estrellas?
La vida de la estrella es una batalla de la presión contra la gravedad
Presión de radiación
Gravedad
¿Qué sucede cuando acaba el H en el núcleo?
La gravedad comienza a dominar
Capa de H en ignición
Núcleo de He
Capa de H inerte
El núcleo se contrae
Las capas exteriores se expanden
Fase de gigante roja
Estrellas de tipo solar
¿Y más tarde?...
El núcleo de He hace ignición, produciendo C y O
Núcleo de C y OLa estrella adquiere una estructura de “cebolla” y diversos fenómenos producen la expansión de la envoltura
Capa de H inerte
Capa de H en ignición
Capa de He en ignición
Nebulosas “planetarias” (¡ojo!)
Algunos ejemplos: la nebulosa “Raya”
...y la nebulosa de la “Hormiga”
Masa < 1.44 MSol
Densidad 106 - 107 g/cm3
Radio 1 RTierra
Enanas blancas
Un esquema global...
Protoestrella
Secuencia principal
Gigante roja
Enana blanca
Estrellas de tipo solar
Gigante roja
Enana blanca
109 años
Secuencia principal
1010 años
¿Qué sucede con las estrellas más masivas?
El núcleo va produciendo elementos más y más pesados
Núcleo de Fe, Ni, S
El hierro es el elemento más estable: la estructura de la estrella colapsa sobre el núcleo
Capa de H, He
Capa de C, O
Capa de O, Mg, Si
Estrellas muy masivas
Secuencia principal
Supernova
106 - 107 años
...y se produce una explosión: la supernova
Nebulosa del Cangrejo
SN 1054
Estrellas de neutrones (“púlsares”)
Eje de rotación
Haz de radiación
Haz de radiación
1.44 MSol < Masa < 3 MSol
Densidad 1013 - 1015 g/cm3
Radio 30 km
Un ejemplo cercano: SN 1987A
...y agujeros negros
Composición artística del agujero negro y de su
estrella compañera en el microcuásar GRO J1655-40
Masa > 8 MSol
La materia se halla comprimida en un estado desconocido
...y agujeros negros (ahora en serio)
Agujeros negros y “curvaturas”
Orion
Sirio ¡Sirio!
¡Orion!
Un esquema de la evolución estelar
Contracción
Secuencia principal
Gigante roja
Nebulosa planetari
a
Enana blanca
Supergigante
Supernova
Estrella de neutrones
o
agujero negro
0.75 MSol < M* < 5 MSol
M* > 5 MSol
M* < 1.4 MSol
Generaciones múltiples de estrellas
...y el ciclo de la vida continúa
¿Cómo calcular la distancia a las estrellas?
Método de las paralajes
Método de las Cefeidas
O
B
A
F
G
K
M
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