3.1 Condiciones internas

Transcripción

1 Tema 7: Estrellas 7.1 Estructura estelar Condiciones de equilibrio interno de una estella Producción de energía en una estrella El sol 7.2 Observaciones de las estrellas Temperatura de una estrella Espectros estelares El diagrama de Hertzsprung-Rusell Estrellas binarias Estrellas variables 7.3 Evolución estelar

2 3.1 Condiciones internas Condiciones de equilibrio interno: 1. Equilibrio hidrostático 2. Distribución de masa 3. Conservación de energía 4. Gradiente de temperatura

3 Ecuaciones de interiores estelares dp M(z) = "G # dz z 2 dm(z) = 4$z 2 #(z) dz dl(z) = 4$z 2 #(z)% dz dt(z) = 3 k# dz 16& T 3 P = #kt m H µ L(z) 4$z 2 Equilibrio *-hidrostático Distribución de masa Conservación de energía Gradiente de temperatura Ecuación de estado de gas

4 Estado físico del gas ecuación del gas ideal

5 Producción de energía en estrellas En la fusión de 4 protones en un núcleo de He se libera energía: M p = x kg 4xM p = 6.69 x kg Composición de H y He M He = x kg 4xM p -M He = 4.6 x kg Con E = mc2 eso corresponde a una energía de 4 x J por átomo de He.

6 Nucleosintesis El primer ciclo que se conocía: CNO, encontrado en 1939 y 1938 por C.F. V. Weizaecker, y H. Bethe. Los dos recibieron el premio nobel por eso. C es un catalizador, no se gasta Pero no puede ser el primer paso: Como se produce C?

7 Cyclo pp: Producción de He Propuesto por Bethe en 1939 Pero como seguir? Como producir elemento más pesados que He? Problema: no hay elementos estable con número de masa 5 o 8 no se puede simplemente añadir H o He

8 Proceso triple alpha Solucion: 3 nucleos de He ( particula alpha ) se juntan practicamente instantaneamente (8Be decae rapidamente) para formar C Proceso propuesta 1951 por Oepik y 1952 por Salpeter Fred Hoyle propuso que se produce C excitado la probabilidad del proceso aumenta y se puede explicar la luminosidad de una estrella

9 Siguientes pasos Si la estrella tiene suficiente masa, puede seguir hasta producir Fe en el núcleo, pero después ya no se produce energía sino hay que invertir energía. Los elementos se producen añadiendo a un núcleo He (p.e.: 12 C + 4 He 16 O o otros núcleos (p.e: 12 C + 12 C 24 Mg) Donde se formaron los elementos más pesados que Fe? En Supernovae

10 Neutrinos solares En la nucleosintesis se forman, aparte de fotones, neutrinos (aquí: ejemplo ciclo pp) Fotones producidos en el sol son absorbidos y reemitidos con frecuencia de los átomos tardan miles de años en salir del sol y pierden sus propiedades iniciales Espectro en la superficie del sol es diferente al espectro en el núcleo

11 Experimentos para detectar neutrinos solares Solución: Observar neutrinos solares que salen sin interferir con la materia y llegan directamente a la tierra con velocidad ~ de la luz Hay 4 fuerzas: Fuerza gravitatoria ( masa) Fuerza electromagnética ( carga eléctrica) Fuerza fuerte ( carga de color) Fuerza débil (afecto leptones - e, ν, τ - y quarks - componentes de núcleos) Neutrinos: No tienen carga eléctrica y de color, y poca masa solo experimentan fuerza débil (y poca gravetación)

12 1955: Raymon Davis propuso la posibilidad de buscar neutrinos solares del ciclo CNO (Hizo esta propuesta antes de la detección experimento del neutrino en 1956!) Problema: como neutrinos solo experimentan fuerza débil, son difíciles de detectar! Se propuso usar la reacción: 37 Cl + νe 37 Ar +e- 37 Ar es radioactivo y se mide número de decaimientos Problema de neutrinos solares 1964: Se empezó el experimento de neutrinos solares por Davis y su grupo Usaron un tanque de l de cloroetyleno en una mina de oro 1976: primeros resultados, pero solamente un tercio de los neutrinos esperados!! (premio nobel en 2002) Problema de neutrinos solares, se solucionó solamente en los 1990

13 Solución: oscilaciones de neutrinos Pensaron que se entiende interior de las estrellas bien, todo el resto encajaba. 1990: Bahcall y Bethe propusieron que se podría explicar con oscilaciones de neutrinos: Existen tres tipos de neutrinos ν e, ν τ, ν µ Se producían como ν e y los experimentos solo detectaban ν e Oscilaciones de neutrinos: Si tienen masa, pueden cambiar de tipo Eso es la solución y es prueba que los neutrinos tienes masa!

14 El Sol

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16 Atmósfera del Sol Fotosfera: Es la parte visible del Sol (interior no vemos porque es opticamente grueso) km de grosor Temperatura de 8000 a 4500 K (descendiendo hacia fuera) Tanto el espectro continuo y las líneas de absorción viene de aquí ( Porqué líneas de absorción y no emisión?) Se ve granulación de la superficie marcando zonas de convección (tamaño de unos 1000 km). Convección es necesaria porque transporte por radiación no es suficiente.

17 Granulación de la superficie del Sol, junto a una mancha solar Tamaños tipico de zonas de granulación: unos 1000 km

18 Bordes de la fotosfera son más oscuros Razon: En los bordes no podemos ver en tanta profundidad vemos zonas más frías Imagen visible del Sol

19 Atmósfera del Sol Cromosfera: Por encima de la fotosfera, con un espesor de unos 2000 km Temperatura desde 4500 a K No se puede observar directamente en emisión continua, porque su emisión es más débil que de la fotosfera debido a la baja densidad. Emite líneas de emisión (H, He y metales). La línea más intensa es Hα.

20 Cromosfera observada durante eclipse total (zona fina roja y blanca) Cromosfera y Corona (visto durante un eclipse solar)

21 Cromosfera visto en Halpha Vemos la cromosfera (Hα en la fotosfera es en absorpción) Ondulaciones

22 Espículas en la cromosfera: Filamentos de gas asciendiendo hasta unos km con una duración de varios minutos

23 La Corona Corona: Temperaturas de millones de grados (calentado por el campo magnético y ondas de sonido - detalles del proceso no están claro aún) Emite en rayos x Se observan líneas de emisión de muy alta excitación, originando en la zona exterior: Líneas coronales, hasta 1941 no se sabía que era y se pensó que eran elementos desconocidos. El gas de la corona está empujado hacia el medio interplanetario, formando el viento solar. El Sol pierde masas solares por año debido a este viento. El viento solar en la superficie de la Tierra tiene una densidad de unos 5-10 part/cm 3 y velocidad de 500km/s.

24 Corona observada durante eclipse de sol

25 Protuberancias solares

26 Destellos (Solar flares): Duración de un segundos hasta casi una hora. Se libera energía magnético de forma violenta

27 Manchas solares Actividad solar

28 Manchas solares: Se conocen desde hace mucho tiempo, Galileo empezó a observarlas Consisten de la Umbra, rodeado por la Penumbra La temperatura es más baja (por 1500 K) que alrededor Diámetro: unos km Duración: días a meses (o más) Número de manchas es cíclico con periodo entre 7 y 17 años (promedio 11) Alto campo magnético hasta 0.45 Tesla (aprox veces más que en la Tierra)

29 Ciclo de manchas solares es un fenómeno que se conoce desde hace mucho tiempo

30 Efecto Zeeman midiendo campo magnético en las manchas solares distancia frecuencia Intensidad de la emisión: escala gris Magnetograma del Sol. Regiones amarillas: Orientación norte magnético Regiones submarino: Orientación sur magnético La orientación Norte-Sur está invertido en la hemisferia sur-norte.

31 Campo mágnetico explica manchas solares: Son zonas donde campo magnético sale de la superficie gas caliente no llega a la superficie temperatura más baja siempre hay dos manchas cerca con diferente polaridad

32 Existen 3 tipos de protuberancias: Tranquilas De Bucle (como aquí) Eruptivas Protuberancias solares: Gas ionizado moviéndose a lo largo del campo magnético

33 Rotación diferencial del Sol (descubierto en 1630 por Christoph Schneider)

34 Arriba: Variación de la distribución de manchas solares tienen relación con rototación diferencial. Abajo: Evolución del número de manchas solares

35 Creación del campo magnético a través del efecto dinamo Necesario: Medio conductor, rotación diferencial Actividad solar máximo cuando enredo de las líneas del campo magnético es máximo Detalles del proceso son complejos.