evolución estelar: del huevo a las supernovas. algunos números m sol = 2 10 30 kg m jupiter = 2 ...
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Evolución estelar:del huevo a las supernovas
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Algunos números
MSol = 2 1030 kg
MJupiter = 2 1027 kg
MTierra = 6 1024 kg
RSol = 700 000 km
TSol = 6000 C (superficie)
Hay alrededor de 2000 estrellas en una esfera centrada en el Sol y de radio 80 años luz (25 pc)
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¿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
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La cadena p – p
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¿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!
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La composición de las estrellasLa composición química de la mayoría de las estrellas es muy similar a la del Sol. Las abundancias relativas, para los elementos más significativos son:
Hidrógeno (H)
Helio (He)
Carbono (C)
Nitrógeno (N)
Oxígeno (O)
Neon (Ne)
Silicio (Si)
Azufre (S)
Hierro (Fe)
70.9%
27.4%
0.29%
0.10%
0.77%
0.12%
0.07%
0.04%
0.16%
91.0%
8.9%
0.03%
0.008%
0.07%
0.01%
0.003%
0.002%
0.003%
Masa Átomos
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Nidos de estrellas
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El nacimiento de las estrellas
Nubes de hidrógeno y polvo interestelar
Energía
4 protones
1 núcleo de helio
(2 protones + 2 neutrones)
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El nacimiento de las estrellas
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Una simulación por ordenador
Matthew Bates (Universidad de Exeter) Diámetro inicial de la nube: 12 375 000 000 000 km
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Estrellas muy “jóvenes”
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Estrellas jóvenes: las Pléyades
Cúmulo estelar joven: 125 000 000 años
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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
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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
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Eyecciones de masa coronales
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¿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
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¿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
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¿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
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Nebulosas “planetarias” (¡ojo!)
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Algunos ejemplos: la nebulosa “Raya”
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...y la nebulosa de la “Hormiga”
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Masa < 1.44 MSol
Densidad 106 - 107 g/cm3
Radio 1 RTierra
Enanas blancas
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¿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
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Se produce una explosión: supernovas
Nebulosa del Cangrejo
SN 1054
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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
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Un ejemplo cercano: SN 1987A
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Restos de supernovas
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...y agujeros negros
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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)
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Un esquema de la evolución estelar
Cortesía de José María Cruz
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...y el ciclo de la vida continúa...