evolución de las estrellas. m6 msol mnúcleo>2.5 msol m
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Evolución de las estrellas
M<=6 MSol M>6 MSol
Mnúcleo>2.5 MSol
M<0.084 MSol
4H HePeso
Presión
Durante gran parte de la vida de las estrellas existe un balance casi perfecto entre dos fuerzas: la del peso de las capas (gravedad) y la debida a la presión de los gases, producida por la fusión en el centro. En la figura se presenta el caso de una estrella de la Secuencia Principal con la cadena P-P.
El Diagrama de Hertzsprung-Russell
La importancia de la clasificación espectral se debe a que existe una relación directa entre ésta y el brillo (luminosidad o magnitud) de una estrella. Los primeros en encontrar esta relación fueron los astrónomos Ejnar Hertzprung (danés) y Henry Norris Russell (norte americano).
H y R se dieron cuenta de que si se grafica la temperatura, el color, o la clasificación espectral en el eje horizontal, y el brillo en el vertical, más del 90% de las estrellas quedan contenidas en una banda diagonal muy estrecha. También observaron que las estrellas gigantes, las super-gigantes y las enanas ocupan regiones muy separadas dentro de este diagrama.
El diagrama HR, como se le conoce actualmente, es sumamente útil para estudiar la evolución de las estrellas.
T
L
Tamaños relativos entre enanas cafés, estrellas de baja masa, el Soly la Tierra
LHS 3397a Imagen tomada con Gémini, utilizando
óptica adaptiva
Evolución estelar
H He C+O
Ne+Mg+O Si+S Fe
Nucleosíntesis:
Mientras continúe el proceso de fusión nuclear en el centro de la estrella, ésta seguirá en la Secuencia Principal del diagrama H-R (Hertzsprung-Russell).
Eventualmente el combustible nuclear (H2) en el núcleo se agota: es entonces cuando la estrella abandona la Secuencia Principal.
Fase posterior a la Secuencia Principal
No se genera energía en el núcleo, sino que “quema” el hidrógeno que hay en las capas.La estrella sale de la SP, empieza a crecer y a volverse cada vez más rojiza (al reducir la temperatura de su superficie).
4H He
He
C3He
Durante esta etapa la estrella une tres núcleos de helio para producir uno de carbono. Para que pueda ocurrir esto, se requieren temperaturas del orden de 100 millones de grados en el núcleo de la
estrella.
Durante su fase de gigante roja la estrella brillará 100 veces más de lo que brillaba estando en la Secuencia Principal. Su tamaño será también muchas veces más grande.
Comparación de tamaños para Betelgeuse en Orión
Evolución en el Diagrama H-R deuna estrella de una (1) masa solar
Evolución de Estrellas Masivas
Tiempo de vida de las estrellasen función de su masa
log
10 V
ida
(Mañ
o)
Masa estelar (MSol)
Enanas blancas Estrellas neutrónicas Estrellas de quarks Hoyos negros
supernovas
M<=6 MSol M>6 MSol
Mnúcleo>2.5 MSol
M<0.084 MSol
SN2000E y SN1999el en NGC6951
SN2002bo en NGC3190en Virgo
SN2001cm en NGC5965
SN2003gs en NGC936 SN2004bv en NGC6907(24/5/04).La más brillante de 2004
SN2001du (15/9/01)en NGC1365
Remanente de la Supernova 1987A
Tras una explosión de supernova, se forma una enorme nube de restos estelares: un remanente de supernova, que se expandirá por miles de años hasta confundirse con las nubes en el espacio y perder su identidad.
Un RSN puede contener:Restos de la estrella que colapsó
• Una cáscara de material interestelar chocado que se expande
• Un objeto central compacto (estrella de neutrones o agujero negro)
• Una nebulosa sincrotrónica alrededor de la estrella de neutrones
central (nebulosa de viento de pulsar, NVP)
• Radiación X difusa de origen térmico en el interior muy caliente y de
origen no-térmico en el frente de choque o la nebulosa de viento de
pulsar.
• Emisión óptica, infrarroja y hasta en rayos gama
Porque estamos aquí gracias a ellas.
Las supernovas juegan un papel fundamental tanto en la producción como
en la diseminación de los elementos.
Porque son la herramienta para entender la evolución y destino del
Universo.
Las supernovas de tipo Ia son valiosos faros standard que nos permiten
medir la historia de la expansión cósmica.
Porque controlan los cambios químicos del Universo.
Las ondas de choque de las supernovas crean y destruyen moléculas.
Porque son generadoras del nacimiento de estrellas nuevas.
La muerte violenta de una estrella es uno de los principales
mecanismos desencadenantes de la formación de estrellas nuevas.
Porque controlan la circulación de materia y energía en las
galaxias.
Las supernovas son la principal fuente de rayos cósmicos. También
comprimen, empujan y hasta desalojan gas interestelar de las
galaxias.
El Medio Interestelar
Es todo aquello que se encuentra en el vasto espacio entre las estrellas. En él se incluyen: gas, polvo, partículas cargadas, campos electromagnéticos, materia obscura, energía obscura, etc.
Algunos de las componentes más importantes del M.I. son:
• Hidrógeno neutro HI• Regiones de hidrógeno ionizado HII• Nubes moleculares• Polvo interestelar• M.I. tibio• M.I. caliente• Líneas interestelares• Nebulosas planetarias• Remanentes de supernovas• Rayos Cósmicos• Campos magnéticos• El medio intergaláctico
El ciclo de materia en la galaxia
Nubes Hatómico
Nubesmoleculares
Formaciónde estrellas
Combustión estelar:formación de
elementos pesados
CicloEstrell
aGas
Estrella
Supernovas yviento estelar
Burbujascalientes
El gas está compuesto por átomos, iones (átomos que han perdido o ganado electrones) y moléculas. El 99% de la materia interestelar se encuentra en forma gaseosa. Hay en promedio una partícula de gas por cada cm3 de volumen. Esta densidad de materia es mucho menor que el más alto vacío que haya podido lograrse en nuestro planeta.
El elemento más abundante en el universo es el hidrógeno, por lo que dependiendo de la temperatura y densidad de la nube interestelar en que se localice, se encontrará en diferentes formas. A temperaturas y densidades bajas (que son las más comunes), es más probable encontrarlo como hidrógeno neutro, HI. A temperaturas muy bajas se encuentra principalmente formando la molécula de hidrógeno H2. Bajo las condiciones que existen alrededor de estrellas muy calientes (de tipo O, B), es más probable encontrarlo ionizado, HII.
P
Pe
HI
HII
ePe P H2
Hidrógeno neutro
Hidrógeno ionizado
Hidrógeno molecular
Espectro de una típica nebulosa planetaria, NGC 1501:muchas estrechas líneas de emisión de H, C, O y He.
Región HII
Moléculas interestelares
En los años 1930s los astrofísicos descubrieron que las nubes de gas y polvo interestelares están pobladas no sólo por átomos de elementos simples, sino también por moléculas. A partir de los años 1960s, múltiples observaciones, tanto ópticas como radioastronómicas, permitieron la localización de moléculas interestelares complejas, inorgánicas y orgánicas: agua, amoniaco, formaldehídos, alcohol etílico y otras.
Las especies moleculares diferentes determinadas hasta ahora son más de cincuenta y se encuentran concentradas en algunas nubes que rodean estrellas en formación, como la famosa nebulosa de Orión. Su presencia indica una química interestelar relativamente compleja, de la cual hasta hace algunos decenios no se sospechaba su existencia.
Parece ser que los granos de polvo interestelar de apenas unas décimas de micra ofrecen a los átomos la posibilidad de unirse para dar vida a las moléculas complejas y, al mismo tiempo, constituyen una especie de escudo protector contra las radiaciones de todo tipo que, de lo contrario, romperían las cadenas moleculares recién formadas.
Nubes molecularesSon condensaciones de gas y polvo, frías y densas, que cumplen con las condiciones indispensables para la formación de moléculas. Tienen una temperatura de alrededor de 15 °Kelvin (-258 °C) y masas del orden de 1 millón de masas solares.
Las nubes moleculares son las cunas de estrellas. El gas es predominantemente hidrógeno molecular H2, aunque contienen además CO, H2O y moléculas más complejas como alcoholes y formaldehídos.
Para comenzar el proceso de formación estelar las agrupaciones más densas colapsan. Las partículas se atraen por la gravedad y se concentran en el centro de las regiones con más material.
M16: Nebulosa del Águila
Pilares gaseosos
La gran nebulosa de Orión
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Está compuesto por granos sólidos microscópicos que contienen un gran número de átomos. Aproximadamente el 1% de la materia interestelar está compuesta de polvo. El polvo juega un papel muy importante en la formación de moléculas y en el enfriamiento que se requiere para que pueda ocurrir la formación estelar.
El tamaño típico de un grano de polvo es de media micra (una micra o micrómetro es igual a la milésima parte de un milímetro), que corresponde a la longitud de onda de la luz. Por esta razón el polvo la absorbe (extingue la luz), impidiendo su paso en el espectro visible. Sin embargo, la energía absorbida es emitida en el infrarrojo.
Las partículas de polvo más comunes son: silicatos, grafitos, hielos y partículas de hierro. Un grano típicamente contiene entre un centenar y un millón de átomos.
Imagen en el lejano infrarrojo (satélite IRAS). El blanco y los colores más claros corresponden al polvo. Las bandas negras no tienen significado astronómico.
Nebulosa Cabeza de Caballo, en Orión.
Visible Objeto Herbig-Haro 46/47 Infrarrojo
Bart BokHolanda 1906E.U.A. 1983
Glóbulos de Bok
La nube obscura B68 en diferentes longitudes de onda
Glóbulo Obscuro en IC 1396
Glóbulo Obscuro en IC 1396
Flujo contenido en HH 46/47
RCW 38: Región de formación de estrellas cerca de los restos de la supernova deVela, a unos 5,500 años luz de nosotros.
Las Pléyades: Las siete hermanas envueltas en su nebulosa de reflexión.