UnaEstrellaenunaCaja

Explorandoelciclodevidadelasestrellas

Guíadeestapresentación

Lasdiaposi6vasblancassoncabecerasdesecciónyseocultanenenlapresentación.Muestrauocultalasdiaposi6vasencadasecciónenfuncióndelnivelapropiadoyrequerido.Guíaaproximadadeniveleseduca6vos:Principiante:6ºPrimaria,1ºy2ºESOIntermedio:3ºy4ºESOAvanzado:1ºy2ºBachillerato

Introducción

Conocimientosbásicossobreloqueesunaestrellaycómoseobservan.Nivel:Principiante

¿Quéesunaestrella?

•  Unanubedegas,fundamentalmentehidrógenoyhelio.

•  Elnúcleoestancalienteydensoquehaceposiblelafusiónnuclear.

•  Lafusiónconvierteelementosligerosenelementosmáspesados.

Cadaestrellaesdiferente

•  Todaslasestrellasquevemosenelcielonocturnosondiferentes

•  Brillo:– ¿Cuánluminosaesunaestrella?¿Cuántaenergíaproducesunúcleo?

•  Color:– ¿Quétemperaturasuperficial6enelaestrella?

Unidadesdeluminosidad

•  Medimoslaluminosidaddelosobjetosco6dianosenWaXs.–  ¿Cuántobrillaunabombilla?

•  Encomparación,elSolemiteluzconunbrillode:–  380000000000000000000000000WaXs(¡380millonesdemillonesdemillonesdemillonesdeWaXs!)

–  Esmásfácilescribirlocomo3.8x1026WaXs

•  Porcomodidad,medimoselbrillodelasestrellasenrelaciónalSol.

Unidadesdetemperatura

•  LatemperaturasemideenKelvin.•  LaescalaKelvindetemperaturaseslamismaqueladeCelsius,peroempiezaen-273o.– Aestatemperaturaselaconocecomoel“ceroabsoluto”.-273oC -173oC 0oC 100oC

0K 100K 273K 373K

1000oC

1273K

Kelvin=Celsius+273

Midiendolatemperatura

•  Latemperaturadeunaestrellavieneindicadaporsucolor.

•  Lasestrellasazulessoncalientesylasrojas,frías.

Estrellaroja

3000K

Estrellaamarilla

5000K

Estrellaazul

10000K

RadiacióndeCuerpoNegro

LaRadiacióndeCuerpoNegronosdamásdetallessobreelcolorylatemperaturadeunaestrella.Nivel:Avanzado

RadiacióndeCuerpoNegro

•  Un“CuerpoNegro”esunperfectoemisoryabsorbentedeluz.

•  Emiteluzenunrangodelongitudesdeondaqueesfuncióndesutemperatura.

LeydedesplazamientodeWien

•  ElmáximodelagráficaIntensidad-Longituddeondaestárelacionadoconlatemperaturaalaqueseencuentraelcuerponegrocorrespondiente:

Temperatura(K)=constantedeWien(Km)/long.ondamáxima(m)

T= bλmáx

(b=0.002898mK)

¿CómodecalienteeselSol?•  Gráficodelaenergíaemi6daporelSol.

DiagramadeHertzsprung-Russell

UnaintroducciónaldiagramaH-R,enelqueserepresentanvariasestrellas.Intentaquelosestudiantessugierandóndedeberíansituarselasestrellasantesdevisualizarelgráfico.Nivel:Principiante

EldiagramadeHertzsprung-Russell

•  Podemoscompararestrellasmostrando,enungráfico,sutemperaturayluminosidad.

Luminosidad(rela6

voalSol)

1

100

10000

0.01

0.0001

Temperatura(Kelvin)

25000 10000 7000 5000 3000

Comenzamos dibujando los ejes de la gráfica. El eje ver6cal es laLuminosidad (medida en relación a la del Sol) y el horizontal laTemperatura(medidaenKelvin).

¿DóndesituaríasalSolenelgráfico?TieneLuminosidad1enrelaciónasímismoysu

Temperaturaesde5800K.

LasestrellasVegaySiriosonmásbrillantesymáscalientesqueelSol.¿Dóndelascolocarías?

AlgunasestrellassonmásfríasymenosluminosasqueelSol;comoporejemploPróximaCentauri.¿Enquélugardelagráficalassituarías?AestasestrellasselasconocecomoEnanasRojas.

Sol

SirioVega

PróximaCentauri

Dehecho,muchasdelasestrellassepuedenencontrarenalgúnpuntosobreestalíneaenelgráficollamada“SecuenciaPrincipal”.

Luminosidad(rela6

vaalSol)

1

100

10000

0.01

0.0001

Temperatura(Kelvin)

25000 10000 7000 5000 3000

Sol

SirioVega

PróximaCentauri

Rigel

Betelgeuse

Deneb

Arturo

Aldebaran

SirioB

LabrillanteestrellaBetelgeuseesinclusomásluminosaqueAldebaran,pero6eneunasuperficiemásfría.Estola

convierteenunaSupergiganteRoja.

AlgunasdelasestrellasmáscalientessonrealmentemuchomenosluminosasqueelSol.¿Enquéposicióneneldiagramadeberíanestar?

EstasestrellassonlasEnanasBlancas,comoSirioBqueorbitaalrededordeSirio.

Luminosidad(rela6

vaalSol)

1

100

10000

0.01

0.0001

Temperatura(Kelvin)

25000 10000 7000 5000 3000

Sol

SirioVega

PróximaCentauri

Rigel

Betelgeuse

Deneb

Arturo

Aldebaran

SirioBPeronotodaslasestrellascaenenlaSecuenciaPrincipal.Algunas,comoArturoyAldebaran,sonmásbrillantesqueelSol,peromásfrías.¿Dóndesesituaríaneneldiagrama?SonlasestrellasGigantesNaranjas.

MásbrillantesaúnqueBetelgeusesonestrellascomoDenebyRigel,quesontambiénmuchomáscalientes.SonlasSupergigantesAzules.

Luminosidad(rela6

vaalSol)

1

100

10000

0.01

0.0001

Temperatura(Kelvin)

25000 10000 7000 5000 3000

Gigantes

Supergigantes

Casitodaslasestrellasquevemospertenecenaalgunodeestosgrupos;peronopermanecensiempreenelmismolugar.

Alevolucionar,lasestrellascambiansuLuminosidadyTemperatura;loquehacequesedesplacenporeldiagramadeHertzsprung-Russell.

Sol

SirioVega

PróximaCentauri

Betelgeuse

Arturo

RigelDeneb

SirioB

Luminosidad(rela6

vaalSol)

1

100

10000

0.01

0.0001

Temperatura(Kelvin)

25000 10000 7000 5000 3000

Sol

ElSolhaestadoenlaSecuenciaPrincipalmilesdemillonesdeañosypermaneceráallíotrosmilesdemillonesmás.

Pero,eventualmente,creceráhastaconver6rseenunsestrellagigante.Seharácadavezmásluminosoperoalavezmásfrío.

Luminosidad(rela6

vaalSol)

1

100

10000

0.01

0.0001

Temperatura(Kelvin)

25000 10000 7000 5000 3000

Sol

Enesepuntosehabráconver6doenunaGiganteRoja.Conel6emposeharácadavezmáscalienteyalgomásbrillanteypasaráaser,duranteunbreveperíodode6empo,unaGiganteAzul.

Luminosidad(rela6

vaalSol)

1

100

10000

0.01

0.0001

Temperatura(Kelvin)

25000 10000 7000 5000 3000

Sol

Finalmentelafusiónnuclearenelnúcleocesará.ElSolseconver6ráenunaEnanaBlanca,muchísimomenosluminosadeloqueesahoraperoconunatemperaturasuperficialmayor.

UnaEstrellaenUnaCaja

Llegadoaestepunto,ejecutaelprograma“UnaEstrellaenUnaCaja”paraestudiareldiagramadeHertzsprung-Russellparaestrellascondiferentesmasas.Nivel:Principiante

FusiónNuclear

Esteprocesosedesarrollaenelcentrodelaestrella.Nivel:Intermedio

FusiónNuclear

•  LaLuminosidaddeunaestrellaesalimentadaporlafusiónnuclearque6enelugarensunúcleo.–  LaTemperaturayDensidadsonsuficientementealtasparapermi6rlafusiónnuclear.

–  Lasestrellasestáncompuestasprincipalmentedehidrógeno,conpequeñascan6dadesdehelio.

–  Estántancalientesqueloselectronessonarrancadosdelosnúcleosatómicos.

–  Estegasionizadosedenominaplasma.

Lacadenaprotón-protón•  Atemperaturasporencimade4millonesKelvin,losnúcleosdehidrógenosefusionanenhelio.

ElcicloCNO

•  Atemperaturasporencimade17millonesKelvinlaestrellapuedeusarelcarbono,nitrógenoy

oxígenoparaayudaraconver6relhidrógenoenhelio.

Cuandoelhidrógenoseagota…

•  Laestrellaman6eneundelicadoequilibrioentrelafuerzadegravedad,quetratadecolapsarlaylaradiaciónemi6daporlasreaccionesnuclearesquesucedenensuinterioryquelaexpanden.

•  Aliracabándoseelhidrógeno,laenergíadesprendidaporlafusióndisminuye,ylagravedadhacequelaestrellacolapse.

•  Silaestrellaeslosuficientementemasiva,duranteelcolapsolatemperaturadesunúcleoseincrementaráhastaquepuedadarselafusióndelhelio.

CombusUóndelhelio

•  Atemperaturasporencimadelos100millonesKelvinelheliosepuedefusionarparaconver6rseencarbono.Estareacciónesconocidacomo“ElProcesoTriple-Alfa”

Elementosmáspesados

•  Elheliosefusionaconelcarbonoparacrearelementosmáspesados:– Oxígeno,neón,magnesio,silicio,azufre,argón,calcio,6tanio,cromoyhierro.

•  Esimposiblecrearelementosmáspesadosqueéstosmediantefusiónnuclearsinaportarmásenergíaalproceso.Elprocesodefusiónsede6ene.

Cuandoelhelioseagota…

•  Eventualmenteelhelioacabaráagotándoseylaestrellacolapsaráotravez.

•  Sieslosuficientementemasiva,latemperaturasubirálosuficienteparapermi6rlafusióndelcarbono.

•  Elcicloserepite.Cadavezsevanfusionandoelementosmáspesadoshastaquelatemperaturadelnúcleonopuedeelevarsemás.

•  Enesepunto,laestrellamuere.

CombusUóndeelementospesados

•  Loselementosmáspesadossefusionanatemperaturasdelnúcleoinclusomayores.– Carbono:500millonesKelvin– Neón:1.2milmillonesKelvin– Oxígeno:1.5milmillonesKelvin– Silicio:3milmillonesKelvin

Eficienciadelafusión

Nivel:Avanzado

Fusióndelhidrógeno

•  Lacadenaprotón-protónconvierteseisnúcleosdehidrógenoenunodehelio,másdosprotonesydospositrones(an6-electrones)

•  Laenergíadesprendidaporcadaunadeestasreaccionesespequeña,ysemideen“Megaelectron-VolAos”,oMeV.1MeV=1.6x10-13Julio

•  Cadareaccióndelacadenaprotón-protóndesprende26.73MeV

Masasatómicas

•  Lasumadelasmasasdelosproductosdelareacciónesmenorquelasmasasdelosreac6vos;porloque,encadareacción,laestrellapierdemasa.

•  Aligualqueenelcasodelaenergía,lasmasasinvolucradassonpequeñas,medidasen“unidadesdemasaatómicas”o“u”.1u=1.661x10-27kg

Pérdidademasa

•  Masadeunprotón(p):1.007276u•  Masadeunpositrón(e+):0.000549u•  Masadeunnúcleodehelio(He):4.001505u

•  ¿Cuántamasasepierdeencadareacción?

•  0.026501u=4.4018x10-29kg

CombusUóndelhelio

•  Lafusióndelhelioproporciona7.275MeVporreacción

•  ElCarbono-126eneunamasade,exactamente,12u.¿CuántamasasehaperdidoenlarecciónTripleAlfa?

0.004515u=7.499415x10-30kg