Unidad didáctica 1: Evolución estelar

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1 ANTARES - Módulo 3 - Unidad 1 - Programa de Nuevas Tecnologías - MEC Unidad didáctica 1: Evolución estelar Nebulosa de la Laguna file:///f /antares/modulo3/m3_u100.html [12/3/ ]

2 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC Nacimiento y juventud de las estrellas Nubes interestelares Protoestrella Traza de Hayashi Secuencia principal de edad cero Nubes interestelares El proceso de formación de una estrella se puede resumir de la forma siguiente: se inicia en el interior de una nube fría de polvo y gas interestelar que empieza a colapsarse bajo la acción de su gravedad (su propio peso). La nube se fragmenta y la contracción calienta los fragmentos hasta que eventualmente el centro se hace lo suficientemente caliente para que las reacciones nucleares se inicien. En este punto la contracción se detiene y ha nacido una estrella. Las grandes nubes moleculares son los lugares de formación de estrellas cuales son las condiciones para que ocurra el colapso?. La temperatura de la nube debe ser pequeña para que los átomos y moléculas que constituyen estas nubes, se muevan lentamente y permitan a las partes más densas de la nube contraerse bajo la acción de su propia gravedad (peso) formando unos coágulos o fragmentos más pequeños que darán lugar a las nuevas estrellas. file:///f /antares/modulo3/m3_u101.html (1 de 7) [12/3/ ]

3 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Figura 3-1-1: Fotografía de la Nebulosa de Orión donde tiene lugar la formación de estrellas. La primera fase en el proceso de formación de una estrella es una gran nube interestelar de decenas de parsecs ( km) de diámetro, con una temperatura de 10 a 100 K y una masa de miles de veces la masa del Sol en forma de gas atómico y molecular (Figura 3-1-1). Esta nube se hace inestable y eventualmente se fragmenta en nubes más pequeñas. El colapso inicial ocurre porque partes de la nube se hacen inestables gravitacionalmente, quizás ayudadas por factores externos como pueden ser ondas de presión producidas por estrellas de tipo O y B cercanas o explosiones de supernovas. Una vez que se inicia el colapso, la teoría sugiere, que una consecuencia natural es la fragmentación en nubes más pequeñas mientras continúen las inestabilidades gravitacionales en el gas. Una nube típica puede romperse en diez, cien y hasta miles de fragmentos cada uno de los cuales sigue el comportamiento de la nube parental y continua contrayéndose cada vez más rápido. Este proceso dura unos pocos millones de años. De esta forma, una nube interestelar puede producir muchas estrellas al file:///f /antares/modulo3/m3_u101.html (2 de 7) [12/3/ ]

4 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - mismo tiempo, incluso un cúmulo con cientos de estrellas cada una de ellas comparable o más pequeña que el Sol. Hay poca evidencia de que las estrellas nazcan aisladas, la mayoría se originan como miembros de sistemas múltiples o de cúmulos. Un fragmento destinado a formar una estrella similar al Sol contiene entre 1 y 2 masas solares, con un tamaño de unas 100 veces el tamaño del sistema solar. Aunque ha disminuido substancialmente su tamaño por la contracción, la temperatura no es muy diferente de la que tenia la nube parental. Esto es debido a que el gas emite constantemente grandes cantidades de energía al exterior. La materia de los fragmentos es tan transparente que los fotones creados dentro escapan fácilmente sin ser absorbidos de nuevo por la nube. Así toda la energía cedida en el colapso escapa y no produce un aumento de la temperatura. El gas en esta fase se encuentra a unos 100 K. Como los fragmentos continúan contrayéndose, eventualmente se hacen más densos y la radiación empieza a no poder escapar fácilmente. La radiación atrapada hace que la temperatura suba, y aumente la presión y la fragmentación cesa. Varias decenas de miles de años después de que empezó a contraerse, un fragmento típico tiene la forma de una esfera gaseosa con un diámetro aproximadamente como él de nuestro sistema solar. La región más interior del fragmento se ha hecho opaca a su propia radiación y ha empezado a calentarse, la temperatura central alcanza los K. Sin embargo la temperatura en la periferia del fragmento no ha aumentado mucho, ya que la densidad aumenta mucho más rápidamente en el núcleo de los fragmentos que en la periferia. Protoestrella La región central opaca y densa se conoce como una protoestrella, su masa aumenta conforma más materia cae de la zona exterior y su radio continua disminuyendo porque su presión no es suficiente para soportar el empuje de la gravedad. Ahora se puede distinguir una superficie en la protoestrella, su fotosfera. Conforme evoluciona la protoestrella va disminuyendo de tamaño, aumentando su densidad y su temperatura en el centro y en la fotosfera. Ahora las propiedades físicas de la protoestrella pueden representarse en el diagrama H-R. Conociendo el radio y la temperatura superficial de la protoestrella se puede calcular su luminosidad. Esta puede ser del orden de varios miles de veces la luminosidad solar, porque aunque su temperatura superficial sea pequeña, del orden de la mitad de la solar, su tamaño es mucho mayor, unas cien veces el solar. Como todavía no han empezado las reacciones nucleares, esta luminosidad se debe a la energía gravitacional cedida en la contracción. Traza de Hayashi file:///f /antares/modulo3/m3_u101.html (3 de 7) [12/3/ ]

5 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Figura 3-1-2: La traza de Hayashi corresponde a la disminución de luminosidad numearada de 4 a 6. En 7 la protoestrella llega a la secuencia principal y es ya una estrella. La protoestrella aparecerá en el diagrama H-R por la derecha (por el lado rojo o frío), como continua contrayéndose se mueve en este diagrama hacia abajo (hacia luminosidades menores) y ligeramente hacia la izquierda (hacia temperaturas mayores). Este camino recorrido en el diagrama H-R (traza evolutiva) se denomina la traza de Hayashi (Figura 3-1-2). Las protoestrellas en esta fase muestran una violenta actividad superficial, por ejemplo, intensos vientos protoestelares mucho más densos que el viento solar. Las estrellas T Tauri se encuentran en esta fase y son su evidencia observacional, realmente son protoestrellas en la traza de Hayashi a pesar de llamarlas estrellas. Al final de la traza de Hayashi la protoestrella tiene aproximadamente 1 masa solar, un radio de unos km y la contracción ha aumentado la temperatura hasta 10 7 K, suficiente para iniciar las reacciones nucleares. En el centro de la estrella los núcleos de hidrógeno empiezan a fusionarse para dar núcleos de helio, y una estrella ha nacido. Durante aproximadamente los 30 millones de años siguientes la estrella se contrae un poco más aumentando su densidad central y su temperatura alcanza los 15 millones de grados mientras que en la superficie es de unos K. Finalmente la estrella alcanza la secuencia principal en la posición en que se encuentra el Sol. La presión ahora equilibra a la gravedad y la energía nuclear generada en el núcleo es la emitida por la superficie de la estrella. file:///f /antares/modulo3/m3_u101.html (4 de 7) [12/3/ ]

6 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Toda la fase evolutiva anterior a la secuencia principal, que se acaba de describir, tiene una duración de 40 a 50 millones de años, que aunque es mucho tiempo es menos del 1% de la vida del Sol en la secuencia principal que dura del orden de10 mil millones de años. Figura 3-1-3: Trazas evolutivas presecuencia principal para estrellas con diferentes masas. La línea de trazos muestra el estado evolutivo alcanzado después del número de años transcurridos. Los fragmentos más masivos dentro de la nube interestelar tienden a producir protoestrellas más masivas y en consecuencia estrellas más masivas. El comportamiento de estos fragmentos masivos es similar al descrito anteriormente pero las densidades, radios y temperaturas alcanzados son diferentes, así como la traza evolutiva seguida, que en algunos casos difiere considerablemente. En la Figura se dan las trazas evolutivas presecuencia principal para objetos de diferentes masas. Los fragmentos de la nube que formaran estrellas masivas se acercan a la secuencia principal a lo largo de trazas más altas en el diagrama H-R, es decir con luminosidades y temperaturas mayores. El tiempo requerido para que una nube interestelar llegue ser una estrella de la secuencia principal depende de la masa. Los grandes fragmentos de nube se contraen en estrellas en sólo un millón de años. El caso opuesto son los objetos con masa menor que el Sol, aquellos fragmentos de nube que darán file:///f /antares/modulo3/m3_u101.html (5 de 7) [12/3/ ]

7 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - lugar a las estrellas poco masivas que son más pequeñas y más frías que el Sol. Una estrella típica de tipo espectral M tarda mil millones de años en su fase presecuencia principal, unas 20 veces más que el Sol. Secuencia principal de edad cero La secuencia principal del diagrama H-R, donde las propiedades estelares adquieren valores estables y se producen fusiones nucleares durante un extenso periodo de tiempo, recibe el nombre de secuencia principal de edad cero. Es importante señalar que la secuencia principal no es una traza evolutiva, las estrellas no evolucionan a lo largo de ella. Es una parada en el diagrama H-R donde las estrellas pasan la mayor parte de su vida, las poco masivas en la parte baja y las muy masivas en la parte alta. Sí las nubes de gas interestelar estuviesen compuestas por los mismos elementos químicos y en la misma cantidad, la masa sería el único factor que determinase la posición de una estrella en el diagrama H-R al nacer, y la secuencia principal de edad cero sería una línea bien definida en lugar de una banda ancha. Sin embargo, la composición química de las estrellas afecta a su estructura (debido a cambios en la opacidad de las capas más exteriores) y esto influye en los valores de la luminosidad y temperatura en la secuencia principal. La composición química de las estrellas viene dada por su abundancia de hidrógeno, helio y metales (en Astrofísica consideramos metales a todos los elementos más pesados que el helio). La abundancia de los metales aumenta en las sucesivas generaciones estelares ya que conforme las estrellas evolucionan y envejecen, como veremos más adelante, pierden parte de su masa que contiene los elementos químicos que ella misma ha creado, por reacciones nucleares, y la ceden al medio interestelar que así se enriquece en metales, las nuevas generaciones de estrellas, nacidas en este medio más rico, contienen una abundancia mayor de elementos pesados. Las estrella con elementos más pesados tienden a ser más frías y ligeramente menos luminosas que las estrellas que tienen la misma masa pero pocos elementos pesados (deficientes en metales). Como resultado de estas diferencias en composición entre las estrellas, la secuencia principal de edad cero es una banda ancha en lugar de una línea estrecha. Algunos fragmentos de nube son demasiado pequeños para llegar a ser estrellas, el planeta gigante Júpiter es un ejemplo de ello. Júpiter se contrajo bajo la acción de la gravedad y la energía producida todavía es detectable, pero su masa no fue suficiente para que la gravedad la calentase hasta la temperatura necesaria para la fusión nuclear. Se estabilizó por el calor generado y la rotación antes de empezar a fusionar el hidrógeno. Júpiter nunca evolucionó más allá del estado de protoestrella. Sí Júpiter, o cualquier otro de los planetas jovianos, hubiese continuado acumulando gas de la nebulosa solar hubiese podido llegar a estrella. Los fragmentos de gas interestelar poco masivos carecen de la masa necesaria para iniciar las reacciones nucleares, continuaran enfriándose y haciéndose compactos y oscuros. La masa mínima necesaria para generar las temperaturas de fusión nuclear es alrededor de 0.08 masas solares. Un gran número de objetos similares a Júpiter deben estar repartidos en el Universo, objetos pequeños, débiles y fríos muy difíciles de observar, reciben el nombre file:///f /antares/modulo3/m3_u101.html (6 de 7) [12/3/ ]

8 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - de "enanas marrones". Pueden ser planetas asociados a estrellas o fragmentos de nubes interestelares alejados de cualquier estrella. file:///f /antares/modulo3/m3_u101.html (7 de 7) [12/3/ ]

9 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC Evolución para estrellas poco masivas Gigantes rojas El Flash de Helio La secuencia principal del diagrama H-R es el estado evolutivo (en él que pasa la mayor parte de su vida una estrella) que dura más tiempo en la vida de una estrella. Una vez que una estrella abandona la secuencia principal sus días están contados, es el principio del fin de cualquier estrella. El Sol, por ejemplo, ha permanecido en la secuencia principal durante millones de años y todavía le quedan otros millones de años. Las estrellas enanas de tipo espectral M queman su combustible tan lentamente que ninguna de ellas ha abandonado todavía la secuencia principal, algunas de ellas permanecen durante billones de años. Las estrellas más masivas de tipos espectrales O y B evolucionan fuera de la secuencia principal en sólo unos pocos millones de años. Los estados finales de la evolución estelar dependen críticamente de la masa de la estrella, las estrellas poco masivas mueren tranquilamente mientras que las más masivas lo hacen de una forma catastrófica. Por ello vamos a dividir la evolución en dos partes: estrellas poco masivas y estrellas masivas, estas últimas serán aquellas que tengan 8 o más masas solares. Empezaremos por considerar la evolución de una estrella como el Sol. Como se dijo en el capitulo anterior, la gravedad siempre está presente cuando existe materia y un objeto astronómico sólo deja de colapsarse bajo su propio peso cuando lo contrarresta otro fenómeno. En el caso de las estrellas la presión del gas debida a la alta temperatura del centro es capaz de contrarrestar a la gravedad. Pero más pronto o más tarde la gravedad terminará por ganar. En la secuencia principal la estrella permanece en equilibrio, la gravedad se equilibra con la presión del gas y su combustible, hidrógeno, se fusiona en helio (más tarde veremos las reacciones nucleares que ocurren en esta fusión del hidrógeno). El contenido de helio va aumentando en el centro de la estrella donde las temperaturas son más altas y la fusión es más rápida y conforme va pasando el tiempo ocurren cambios de poca importancia, la estrella se hace un poco más brillante y se calienta ligeramente en su superficie. Como resultado, se mueve lentamente hacia arriba y hacia la izquierda respecto a su posición original en el diagrama H-R. El Sol cuando nació hace unos millones de años, era ligeramente más pequeño y frío. Las fases fascinantes de la evolución estelar comienzan cuando la abundancia de hidrógeno en el núcleo disminuye en aproximadamente el 1%, file:///f /antares/modulo3/m3_u102.html (1 de 6) [12/3/ ]

10 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - es decir, el hidrógeno se ha agotado en el centro y la fusión se desplaza a capas más exteriores del núcleo. En el centro un núcleo de helio inerte empieza a crecer, mientras la fusión del hidrógeno continua fusionándose en las capas más exteriores del núcleo, la falta de fusión nuclear en el centro conduce a una situación inestable. La presión del gas se debilita pero la fuerza de la gravedad no. La temperatura del centro es del orden de 10 7 K que no es suficiente para producir la fusión del helio y generar energía, en consecuencia, otra vez se hacen dominantes las fuerzas gravitacionales produciendo la contracción del núcleo de la estrella. Curiosamente la luminosidad no disminuye ya que la energía gravitacional cedida en la contracción se utiliza en aumentar la temperatura del núcleo de forma que el hidrógeno, que queda en una envoltura alrededor del núcleo de helio, se fusiona más rápidamente que antes. Esta fase se conoce como capa fuente de fusión de hidrógeno, esta capa genera ahora mucha energía la presión gaseosa aumenta forzando a las capas intermedias y sobre todo a las más exteriores a expandirse. Al aumentar de tamaño la estrella disminuye su temperatura superficial haciéndose más roja, la estrella se ha transformado en una gigante roja. El tiempo transcurrido desde la secuencia principal hasta las primeras fases de gigante roja es de unos 100 millones de años. file:///f /antares/modulo3/m3_u102.html (2 de 6) [12/3/ ]

11 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Figura 3-1-4:Trazas evolutivas posteriores a la secuencia prinicipal, corresponden a la región de las subgigantes y gigantes rojas. Para las estrellas masivas donde se produce el giro hacia la izquierda y hacia abajo es cuando se inicia la fusión del helio en el núcleo. Para las estrellas menos masivas el asterisco indica donde ocurre el flash de helio. En la Figura podemos ver los cambios en el diagrama H-R, la traza evolutiva seguida por la estrella desde que abandona la secuencia principal y pasa por la región de las subgigantes para llegar a gigante roja. En el Sol durante los próximos millones de años, mientras consume el hidrógeno que le queda en el centro, los cambios se acelerarán. Al final del periodo el Sol será un 25% más grande y dos veces más brillante que lo fue al nacer. Entonces ya no habrá vida en la Tierra, el disco aparente del Sol llegará hasta la órbita de Venus y la temperatura en la superficie terrestre será la de fusión del plomo. En contraste su núcleo de helio será sorprendentemente pequeño, dos veces más grande que la Tierra. Gigantes rojas La contracción del núcleo y la expansión de las capas exteriores no continua indefinidamente y al cabo de unos pocos de cientos de millones de años, para una estrella como el Sol, el helio empieza a fusionarse en el núcleo. La temperatura ha alcanzado los cien millones de grados (10 8 K) y los núcleos de helio pueden fusionarse para dar núcleos de carbono, otro periodo de fusiones nucleares en el centro de la estrella se ha iniciado. Los núcleos de helio reciben tradicionalmente el nombre de partículas alfa, y como en esta reacción de fusión se necesitan tres núcleos de helio para formar uno de carbono, la reacción se denomina el proceso triple alfa. file:///f /antares/modulo3/m3_u102.html (3 de 6) [12/3/ ]

12 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Figura Trazas evolutivas para estrellas poco masivas, después de ascender por la rama gigante asintótica se desplaza hacia la izquierda apareciendo como una Nebulosa planetaria y después se convertirá en una enana blanca. Cuando han consumido el helio en su núcleo, empieza a fusionarse en una capa alrededor del carbono inerte. El núcleo de la estrella de nuevo se contrae y por segunda vez sus capas exteriores se expanden, se hace más brillante y asciende, en el diagrama H-R, por la llamada rama gigante asintótica que es paralela a la rama gigante original. Estas estrellas con dos capas fuentes de energía (una de hidrógeno y otra de helio) se mueven, pues, hacia arriba y hacia la derecha en el diagrama y sus superficies son muy frías, tipo espectral M8, pero los objetos muy luminosos debido a su gran tamaño ( Figura 3-1-5). El Flash de Helio file:///f /antares/modulo3/m3_u102.html (4 de 6) [12/3/ ]

13 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Para las estrellas muy poco masivas (3 o menos masas solares) hay una complicación en el inicio del proceso de fusión del helio. El núcleo de estas estrellas alcanza densidades muy grandes y el gas constituyente alcanza un nuevo estado, se dice que el gas se degenera, cuyas propiedades se rigen por las leyes de la mecánica cuántica. Hemos dicho que en el centro de las estrellas hay núcleos de hidrógeno (protones), núcleos de helio (partículas alfa) que son los que participan en las reacciones nucleares generando energía y constituyen casi toda la masa de la estrella. Sin embargo, las estrellas tienen otro constituyente importante una gran cantidad de electrones que han sido arrancados de los átomos debido a la alta temperatura del interior estelar. Estos electrones juegan un papel importante en ciertas fases evolutivas. El principio de exclusión de Pauli (W. Pauli fue uno de los padres de la Física cuántica) prohibe que los electrones se encuentren demasiado juntos en el núcleo, es como si cada electrón defendiese su territorio de los otros electrones ejerciendo una repulsión entre ellos que da lugar a una presión, esto ocurre a grandes densidades y se dice que los electrones se degeneran y la presión asociada se llama presión de un gas degenerado de electrones y no tienen nada que ver con la presión térmica de un gas debida a la temperatura de la estrella. En una estrella normal, el aumento de temperatura producido por el inicio de la fusión del helio conduce a un aumento de la presión térmica del gas, que le hace expandirse y enfriarse reduciendo el número de reacciones nucleares y restableciendo el equilibrio, se dice que es una reacción en régimen controlado. En estrellas muy poco masivas, el gas se encuentra en estado degenerado y la presión de degeneración es independiente de la temperatura sólo depende de la densidad, cuando se inicia la fusión de helio y aumenta la temperatura no hay el correspondiente aumento de presión, el gas no se expande ni se enfría y el núcleo no se estabiliza. La presión de degeneración permanece más o menos igual mientras que el número de reacciones nucleares aumenta y la temperatura aumenta tan rápidamente que da lugar a una explosión llamada el flash de helio. La reacción se produce en régimen explosivo, por un periodo de unas pocas horas la fusión del helio es como una bomba incontrolada. A pesar de su brevedad este periodo de fusión incontrolada cede una cantidad de energía suficiente para expandir el núcleo, disminuyendo su densidad y en consecuencia desaparece la degeneración del gas de electrones. Este ajuste del núcleo detiene el colapso gravitacional, volviendo a su estado de equilibrio. Ahora, otra vez, la fuerza gravitacional esta equilibrada por la presión térmica del gas, el núcleo es estable y la fusión del helio en carbono está controlada. Cuando se produce el flash de helio termina la ascensión de la estrella en la rama gigante del diagrama H-R. Después de la explosión con el reajuste de la estrella, la luminosidad disminuye y aumenta la temperatura, la traza evolutiva se desplaza hacia abajo y a la izquierda (Figura 8.5). Esta reajuste dura unos años. Ahora la traza evolutiva se encuentra en la llamada rama horizontal del diagrama H-R, el helio se fusiona en el núcleo y en una capa que rodea a este se fusiona el hidrógeno. Durante esta fase de gigante roja se producen intensos vientos estelares que eyectan grandes cantidades de materia al exterior, puede llegar a perder del 20 al 30 % de la masa original. Así las estrellas más masivas tienen temperatura superficiales más pequeñas en esta fase, pero todas tienen la misma luminosidad después del flash de helio, por lo que se sitúan en una rama horizontal del diagrama H-R con las más masivas a la derecha y la menos masivas a la izquierda. Conforme el helio se quema sus cenizas producen un núcleo de carbono y de file:///f /antares/modulo3/m3_u102.html (5 de 6) [12/3/ ]

14 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - nuevo va a ocurrir lo mismo que en el proceso anterior de fusión del hidrógeno cuyas cenizas producían un núcleo de helio. Cuando el helio se consume en el centro, aquí cesa la fusión y el núcleo de carbono inerte empieza a contraerse y a calentarse, mientras que en la capa que rodea al núcleo de carbono el helio se fusiona más de prisa, así como el hidrógeno en una capa más exterior que rodea a la capa de helio. La estrella contiene ahora un núcleo de carbono que se contrae, rodeado por una capa fuente de fusión de helio, que está a su vez rodeada por una capa de fusión de hidrógeno. La envoltura más exterior, donde no se producen reacciones nucleares, se expande haciendo que la estrella sea por segunda vez una gigante roja. El segundo ascenso por la rama de gigante roja se conoce como la rama gigante asintótica. La energía producida por las reacciones nucleares es ahora mayor que en la fase de gigante y el radio y la luminosidad aumentan a valores mayores que en el primer ascenso, la estrella se hace una supergigante roja. file:///f /antares/modulo3/m3_u102.html (6 de 6) [12/3/ ]

15 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC Evolución para estrellas masivas Las estrellas masivas evolucionan mucho más rápido que las menos masivas. Su combustible se consume antes y permanecen menos tiempo en la secuencia principal, una estrella de 5 masas solares, tipo espectral B, permanece sólo unos pocos cientos de millones de años y una estrella de 10 masas solares, tipo espectral O, permanecerá sólo unos 20 millones de años. Esta evolución más rápida, para las estrellas masivas, continua después de la fase de secuencia principal. Los primeros estados al abandonar la secuencia principal hacia la región de las gigantes rojas son cualitativamente iguales a los de las estrellas menos masivas. Una estrella masiva deja la secuencia principal con una estructura interna similar a la de una estrella poco masiva: un núcleo de helio inerte que se contrae, rodeado de una capa de fusión de hidrógeno. Cuando la estrella masiva alcanza la temperatura para fusionar el helio, la densidad es baja y el núcleo no se degenera. Como resultado la fusión no es explosiva sino en régimen controlado, no hay flash de helio. La gigante roja permanece en la zona de las gigantes roja mientras fusiona el helio en carbono. file:///f /antares/modulo3/m3_u103.html (1 de 3) [12/3/ ]

16 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Figura 3-1-4: Trazas evolutivas posteriores a la secuencia prinicipal, corresponden a la región de las subgigantes y gigantes rojas. Para las estrellas masivas donde se produce el giro hacia la izquierda y hacia abajo es cuando se inicia la fusión del helio en el núcleo. Para las estrellas menos masivas el asterisco indica donde ocurre el flash de helio. La Figura muestra las trazas evolutivas, para estrellas de diferentes masas, desde que abandonan la secuencia principal hasta que llegan a la región de las gigantes rojas. Mientras que las estrellas poco masivas ascienden la rama gigante roja en una traza casi vertical, las estrellas masivas se mueven casi horizontalmente en el diagrama H-R, sus luminosidades permanecen casi constantes mientras que sus radios aumentan y sus temperaturas disminuyen. file:///f /antares/modulo3/m3_u103.html (2 de 3) [12/3/ ]

17 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - file:///f /antares/modulo3/m3_u103.html (3 de 3) [12/3/ ]

18 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC Observación de la evolución estelar en los cúmulos estelares Los cúmulo estelares nos suministran un magnifico test para la teoría de la evolución estelar, ya que en un cúmulo estelar todas las estrellas han nacido al mismo tiempo y tienen la misma composición química, al haberse originado de la misma nebulosa interestelar y por ello permanecen ligadas gravitacionalmente y con un movimiento común, él de la nube parental. El diagrama H-R de un cúmulo muestra estrellas de la misma edad pero en diferentes fases evolutivas, debido a la distinta masa de las estrellas componentes del cúmulo. Comparando los diagramas H-R de diferentes cúmulos, con distintas edades, podemos comprobar los efectos de la edad en la evolución estelar. file:///f /antares/modulo3/m3_u104.html (1 de 3) [12/3/ ]

19 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - En la Figura hemos representado estos diagramas haciendo coincidir las secuencias principales. Los cúmulos mas jóvenes, como el NGC 2362, sólo tienen secuencia principal; conforme las estrellas envejecen abandonan la secuencia principal por la parte más alta ya que son las estrellas más masivas y luminosas las primeras que evolucionan y el cúmulo desarrolla estrellas supergigantes brillantes, como por ejemplo h+χ Perseo. Para cúmulos más viejos la secuencia principal se hace cada vez más corta ya que todas las estrellas masivas se han transformado en supergigantes o gigantes rojas. La edad del cúmulo se calcula por la posición del punto de giro que es aquel en que las estrellas más brillantes abandonan la secuencia principal y el cúmulo tendrá la edad que tengan estas estrellas, es decir, el tiempo que han permanecido en la secuencia principal Conforme las estrellas evolucionan hacia la derecha en el diagrama, pasan a través de zonas donde se encuentran las estrellas variables pulsantes, como son las Cefeidas, lo que indica que en esas zonas las estrellas pueden oscilar y transformarse en variables, se conoce con el nombre de región de file:///f /antares/modulo3/m3_u104.html (2 de 3) [12/3/ ]

20 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - inestabilidad del diagrama H-R. Por debajo de 3 masas solares, una estrella se estabiliza moviéndose hacia abajo y hacia atrás (a la izquierda) a lo largo de la traza de gigante roja que había recorrido previamente, mientras fusiona el helio en su núcleo, y se para en un punto que depende de su masa. En los cúmulos globulares que son todos viejos, las estrellas gigantes tienen todas masas iniciales inferiores a la del Sol y crea en sus diagramas H-R la llamada rama horizontal que es donde se encuentran las estrellas cuando se está agotando el helio en sus núcleos. file:///f /antares/modulo3/m3_u104.html (3 de 3) [12/3/ ]

21 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC La muerte de estrellas poco masivas Nebulosas planetarias Enanas Blancas Límite de Chandrasekhar Tenemos nuestra estrella supergigante con un núcleo de carbono inerte en contracción rodeado de dos capas fuentes la más próxima de fusión de helio y la mas alejada de fusión de hidrógeno. La contracción no aumenta la temperatura lo suficiente para fusionar el carbono y podemos decir que el núcleo "muere", es decir no se producen más reacciones nucleares. Pero la densidad aumenta mucho y ya no puede comprimirse más, los electrones se degeneran otra vez y la presión ejercida por ellos detiene la contracción y la temperatura deja de subir. Las capas fuentes, exteriores al núcleo, siguen fusionando helio e hidrógeno y la energía producida expande las capas más exteriores de la estrella. Ahora se inician inestabilidades que se desarrollan en la capa fuente de fusión del He que se deben a su pequeño espesor, cuando la fusión del He se inicia por el aumento de temperatura, la presión no aumenta suficiente para expandir las capas exteriores y la reacción es en régimen explosivo, flash de capa fuente de He. Durante este periodo también ocurren reacciones nucleares en la capa fuente de H. Estas pulsaciones térmicas o flash de He de la capa fuente hace que las capas más exteriores de la estrella se pueden separar completamente del núcleo inerte de carbono. Conforme la materia eyectada se expande en el espacio se enfría y se condensa en granos de polvo. La presión de radiación del núcleo caliente actúa ayudando a la eyección de las capas externas. Una estrella puede perder más de la mitad de su masa de ésta forma. file:///f /antares/modulo3/m3_u105.html (1 de 4) [12/3/ ]

22 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Figura 3-1-6: Nebulosa Planetaria. La temperatura superficial de la estrella central es de grados. La velocidad de expansión de las capas externas es de 19 km/s. Si esta velocidad ha sido constante durante la vida de la nebulosa, su edad debería ser del orden de 5500 años. Con el tiempo resulta un objeto inusual, constituido por dos partes, en el centro un núcleo muy denso y caliente de carbono. Separado del núcleo una capa esférica de materia fría y poco densa que es la envoltura eyectada por la supergigante que tiene un volumen del tamaño de nuestro sistema solar, tal objeto recibe el nombre de Nebulosa planetaria (figura ) Nebulosas Planetarias Estas no tienen nada que ver con los planetas a pesar de su nombre, este se debe a que cuando fueron descubiertas en el siglo pasado con los pequeños telescopios se asemejaba su imagen a la de los planetas. Algunas tienen forma esférica debida a la simetría con la que los gases fueron expulsados pero otras no, debido a que la expansión no es igual en todas las direcciones. Hay de a Nebulosas planetarias en nuestra Galaxia. Las observaciones espectroscópicas muestran líneas de emisión de hidrógeno, oxígeno, y nitrógeno ionizados. Por los desplazamientos Doppler de las líneas podemos deducir la velocidad de expansión del gas de 10 a 30 km s -1. Los radios típicos del orden de 0.3 pc, luego la expansión empezó hace unos años. La vida de la Nebulosa planetaria es muy corta, se diría que pasa volando astronómicamente hablando, unos años, después de los cuales se ha separado mucho de la estrella central y acaba diluyéndose en el medio interestelar. Se estima que todas las Nebulosas planetarias de la Galaxia contribuyen con una masa de 5 M al medio interestelar cada año, por tanto ellas juegan un importante papel en la evolución química de la Galaxia. Cuando la fase de nebulosa planetaria termina podemos observar el núcleo de la supergigante roja que se ha contraído a un tamaño como él de la Tierra y constituido por un gas de electrones degenerados y que no tiene fuentes de energía pero que emite luz debido a su temperatura. Esta estrella pequeña file:///f /antares/modulo3/m3_u105.html (2 de 4) [12/3/ ]

23 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - tiene una superficie caliente y de color blanco, recibe el nombre de enana blanca y representa la muerte de las estrellas poco masivas. Las estrellas poco masivas mueren como enanas blancas y las más masivas concluyen su vida de una forma espectacular mediante una gigantesca explosión que se conoce como supernova, dando lugar a una estrella de neutrones o a un agujero negro dependiendo de la masa del núcleo que queda después de la explosión. Enanas Blancas El núcleo colapsado en el centro de la Nebulosa planetaria tiene una temperatura del orden de K y una masa inferior a 1.4 masas solares y evoluciona a enana blanca. Conforme se va enfriando, puesto que no hay reacciones nucleares ni contracción en el núcleo, se va desplazando en el diagrama H-R hacia abajo, camino de la zona de las enanas blancas. Una enana blanca típica tiene una temperatura superficial de casi K, unas tres veces la del Sol, pero su brillo es menos del 1% del solar. Debido a su pequeño tamaño, similar al de los planetas, la superficie emisora es muy pequeña y su masa inferior a 1.4 masas solares, por consiguiente su densidad es muy alta, del orden de una tonelada por cm 3 (10 9 kg m -3 ) una cucharilla de café llena de materia de enana blanca pesaría unas 5 toneladas, tanto como un elefante. Límite de Chandrasekhar La masa máxima de una enana blanca es 1.4 M, es el llamado límite de Chandrasekhar y es la cantidad máxima de masa que puede soportar la presión de degeneración de los electrones. Una de las primeras enanas blancas descubiertas fue la compañera de Sirio, la estrella más brillante de nuestro cielo, llamada Sirio B, la enana blanca tiene una temperatura de unos K. Conforme la estrella muerta se enfría las partículas disminuyen su velocidad y ya no se mueven libremente sino que se ordenan en una red cristalina. Podemos decir que la enana blanca es ahora sólida y los electrones se mueven libremente en la red cristalina, igual que los electrones normales se mueven en un conductor. Así la materia de una enana blanca vieja tiene muchas propiedades similares al cobre o a la plata. Además, como un diamante es carbono cristalizado, una enana blanca fría de carbono se parece a un inmenso diamante esférico. Aunque se enfría su tamaño permanece constante ya que la presión de degeneración no depende de la temperatura sino de la densidad. Sin embargo, la luminosidad disminuye al disminuir la temperatura superficial. Después de mil millones de años se hará una enana negra y su temperatura será 0K. Esto le ocurrirá al Sol cuando finalice su fase de gigante roja, será un diamante esférico frío y oscuro del tamaño de la Tierra. file:///f /antares/modulo3/m3_u105.html (3 de 4) [12/3/ ]

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25 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Cuestiones y problemas para autoevaluación Cuestiones Problemas Cuestiones 1. Cómo se calcula la edad de los cúmulos estelares. 2. Cuál es la fuente de energía de una estrella durante su fase de formación. 3. Qué es la traza de Hayashi. 4. Qué es una Nebulosa Planetaria. 5. A qué se refiere el límite de masa de Chandrasekhar?. 6. De qué parámetros depende la posición de una estrella en la secuencia principal?. 7. Por qué una enana blanca es estable frente al colapso gravitacional?. 8. Qué eventos que indican el final de la vida de una estrella en la secuencia principal?. 9. Qué es la rama horizontal y la rama gigante asintótica?. 10. El cúmulo X tiene una fracción mayor de estrellas de la secuencia principal de tipo espectral B que el cúmulo Y. Qué cúmulo es probablemente más viejo?. Problemas 1. La llamada constante solar (flujo solar medido en la Tierra) tiene un valor de 1390 W m -2. Algunas teorías suponen que hace millones de años la temperatura del Sol era de K y el radio 1.02 el radio actual. Cuál era, entonces, el valor de la constante solar?. Suponer que la órbita de la Tierra no ha cambiado. file:///f /antares/modulo3/m3_u1autoeva.html (1 de 2) [12/3/ ]

26 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 2. Suponiendo que una estrella permanece años en la secuencia principal y fusiona el 10% de su hidrógeno. Sí cuando evolucione a gigante roja su luminosidad aumentará en factor 100 Cuánto tiempo puede permanecer en esta fase de gigante roja, sí se supone que la energía se produce sólo por la fusión del hidrógeno restante? file:///f /antares/modulo3/m3_u1autoeva.html (2 de 2) [12/3/ ]

27 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Proyectos o actividades de observación 1. Nebulosas planetarias. Con un telescopio (real) de 20 cm realizar observaciones de las siguientes nebulosas planetarias comparando sus estructuras y midiendo su diámetro aparente: NGC 7662, en la constelación de Andromeda. Coordenadas: α = 23 h 25.9 m ; δ = 42º 33 NGC 7009, en la constelación de Aquarius. Por qué recibe también el nombre de nebulosa de Saturno? Coordenadas: α = 21 h 04.1 m ; δ = -11º 22 M76, en la constelación de Perseus. Compararla con alguna imagen de la nebulosa Dumbell. Coordenadas: α = 01 h 41.9 m ; δ = 51º 34 file:///f /antares/modulo3/m3_u1activid.html [12/3/ ]

28 ANTARES - Módulo 3 - Unidad Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Soluciones Cuestiones Problemas Cuestiones 1. Cómo se calcula la edad de los cúmulos estelares. Por el diagrama HR. 2. Cuál es la fuente de energía de una estrella durante su fase de formación. La contracción gravitacional. 3. Qué es la traza de Hayashi. Es el camino que recorre la estrella en el diagrama HR hasta llegar a la secuencia principal. 5. A qué se refiere el límite de masa de Chandrasekhar?. Es la masa máxima que puede soportar una estrella enana blanca. Problemas 1. La llamada constante solar (flujo solar medido en la Tierra) tiene un valor de 1390 W m -2. Algunas teorías suponen que hace millones de años la temperatura del Sol era de K y el radio 1.02 el radio actual. Cuál era, entonces, el valor de la constante solar?. Suponer que la órbita de la Tierra no ha cambiado. F = 803 W m -2 file:///f /antares/modulo3/m3_u1soluciones.html (1 de 2) [12/3/ ]

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