Las estrellas. Evolución Estelar. Cuando la estrella se estabiliza entra en la etapa más larga de su vida: la Secuencia Principal.

Transcripción

1 Las estrellas La nube es inestable gravitatoriamente y colapsa. Distintos nucleos empiezan a colapsar por separado (fragmentación). Consecuencia la estrellas no nacen solas, nacen en grupos (cúmulos). Disminuye V, aumentan T y P, y se inician reacciones nucleares: tenemos una protoestrella. Regiones HII en la galaxia del remolino (M51) Cúmulo de las Pléyades (M45) Evolución Estelar Cuando la estrella se estabiliza entra en la etapa más larga de su vida: la Secuencia Principal. Las altas temperaturas del núcleo (hasta 50 millones de grados) ocasionan reacciones nucleares de fusión que mantienen el motor estelar en marcha. La El tipo espectral de una estrella, es un parámetro que hace referencia a la temperatura de su atmósfera (y por lo tanto a su color). M (3.000 K) (Aldebarán) K (4.000 K) (Arturo) G (5.500 K) (Sol) F (7.000 K) (Altair) A (9.000 K) (Vega) O ( K) (ξ Puppis) B ( K) (Rigel) T (k) H+H He + Energía (diferentes mecanismos según el tipo de estrella) 1

2 La clase de luminosidad es otro parámetro que se refiere al tamaño de las estrellas. Ia: Supergigantes muy luminosas (µ Cephei, 25 M o, R o ) Ib: Supergigantes menos luminosas (Deneb, 25 M o, 250 R o ). II: Gigantes luminosas (Polaris, 6 M o, 30 R o ). Si descomponemos la luz del Sol, por ejemplo, obtenemos el espectro solar. Aquí tenemos la parte del espectro solar correspondiente al visible: λ III: Gigantes normales (Fomalhaut, 3 M o, 10 R o ). IV: Subgigantes (Procyon, 1,5 M o, 2 R o ). V: Enanas (Sol). VI: Subenanas (ε Eridani, 0,8 M o, 0,8 R o ). D: Enanas blancas (Sirio B, 0,6 M o, 0,02 R o ). Aparecen una rayas negras sobreimpuestas justo en ciertas longitudes de onda las conocemos como líneas de absorción y están originadas por los elementos químicos presentes en la atmósfera estelar. Si la estrella es muy masiva (gigante azul), entonces T en el núcleo es muy alta y acaba el H muy rápido, está en la SP unos pocos millones de años. Si la estrella es enana, T en el núcleo es baja y consume el H más pausadamente. Está en la SP miles de millones de años. Cuando acaba el H del núcleo la estrella abandona la Secuencia Principal y entra en la madurez. Evolución para masa baja (1 M ) Cuando acaba el H del núcleo se contrae, T en el núcleo y comienzan reacciones en el núcleo de He que formó. Gigante Roja vs Sol Diámetro = 1 U.A. (Arturo, Aldebarán ) La fusión del Helio origina como residuo Carbono, Oxígeno, Nitrógeno... (elementos cada vez más pesados). Recordatorio: los EQ se forman en las estrellas!!! A la vez las capas exteriores se expanden. La estrella está en la fase de Gigante Roja (se vuelve más luminosa y rojiza). 2

3 El proceso de expansión de las capas exteriores continúa, originando una nebulosa planetaria. El núcleo, ya sin fusión del Helio, queda al descubierto y es lo que conocemos como una enana blanca. La primera enana blanca descubierta fue Sirio B (1915). Su temperatura es muy alta, pero dado que su luminosidad es muy baja, esto implica un radio muy pequeño, similar al terrestre. En 1925 se descubrió su enorme densidad (unos 1000 kg/cm 3 ) por el corrimiento al rojo gravitacional que produce (la radiación pierde energía al salir de un campo gravitatorio tan intenso y la vemos enrojecida, líneas desplazadas al rojo) (*) (*) Es una predicción corroboración de la Relatividad General. El tiempo transcurre más lento desde nuestro punto de vista en las cercanías de un campo gravitatorio intenso Evolución para masas altas Cuando se acaba el H fusiona el He para dar C y N. Cuando acaba el He empieza a fusionar el C y el N, sintetizando elementos cada vez más pesados. Al mismo tiempo, la atmósfera estelar se expande varias U.A s. Es la fase de Supergigante Roja. La estrella se encuentra con un núcleo de Fe que ya no puede fusionar. La temperatura del núcleo produce fotodesintegración y neutronización. El núcleo colapsa a un objeto supercompacto y las capas exteriores son barridas por viento de neutrinos (pueden llegar a rebotar en el núcleo compacto). Es una explosión de Supernova de tipo II. Se sintetizan elementos pesados y se enriquece el MI. El brillo de la explosión puede igualar al de toda una galaxia. El núcleo de Fe sobre el que se derrumba la estrella se convierte en una estrella de neutrones. - y + se combinan para formar neutrones, que pueden compactarse mucho. La estrella de neutrones tiene la masa de todo el núcleo de Fe (1M ) y el tamaño de una ciudad. Su densidad es de kg por cm 3. Giran varias veces por segundo, son los púlsares. Tienen potentes campos magnéticos que los hacen muy brillantes en radio. Cada vez que el haz enfoca a la Tierra (si lo hace) se detecta el púlsar. El primero detectado, el del remanente de SN M1, PSR , se confundió con señales inteligentes. Rota 30 veces por segundo. 3

4 Lo dicho anteriormente es válido si la masa de la estrella es < 8 M. Es así ya que las capas interiores de la estrella de neutrones aguantan el peso de las exteriores. Pero este mecanismo tiene un límite Si la masa del núcleo de Fe era muy grande, la estrella de neutrones no se sostiene, colapsa y da lugar a un Agujero Negro Estelar. Disco de acrección emisión de rayos X Dos o más estrellas ligadas por la gravedad que orbitan en torno a un centro de masas común se denominan un sistema estelar múltiple. Pueden estar tan alejadas que podamos desdoblarlas desde la Tierra, o tan cerca que lleguen a interaccionar, evolucionando como un solo objeto. Cygnus X-1 se encuentra a unos 6000 años luz en la dirección de la constelación del Cisne. La estrella principal es de la octava magnitud y se observa con prismáticos. Las binarias visuales son parejas reales (no ópticas) que separan desde la Tierra con telescopio. Al observar el espectro de ciertas estrellas se ven dos espectros superpuestos. Son binarias espectroscópicas. Cuando A se acerca (B se aleja), las líneas de A se desplazan al azul (λ ) por efecto Doppler mientras que las de B se desplazan al rojo (λ ), y viceversa. En estos puntos la componente de la velocidad en dirección a la Tierra es máxima, y el A la Tierra desplazamiento de las líneas máximo. La componente de la velocidad en dirección a la Tierra es nula, y el desplazamiento de las líneas es nulo. Albireo (separación de 34 ) El desplazamiento en las líneas de B es mayor porque se mueve más rápido que A. 4

5 Existen estrellas cuyo brillo visto desde la Tierra (i.e. su magnitud aparente) cambia en el tiempo. Son las Estrellas Variables. Nos referimos a cada tipo de variable con el nombre de la estrella prototipo. Por ejemplo, las Cefeidas deben su nombre a la estrella δ de la constelación de Cefeo. El Sol presenta variaciones de luminosidad que rondan el 0 1%. No se le considera una estrella variable. Clasificamos las estrellas variables en dos grandes grupos: Intrínsecas: en ellas los cambios de brillo están causados por variaciones de tamaño y temperatura (pulsaciones), por erupciones Extrínsecas: los cambios de brillo están causados por la presencia de una compañera (variables eclipsantes), por tener grandes grupos de manchas (variables rotantes) Variables Pulsantes Cefeidas: Se trata de estrellas masivas evolucionadas, cuyo interior es recorrido por ondas (vibraciones), que resuenan una y otra vez del núcleo a la superficie. Estas ondas provocan variaciones en el radio de la estrella (pulsos). Cuando R T y su luminosidad aumenta, cuando R T y su luminosidad disminuye. Por su origen, el período de estas variaciones siempre es el mismo. δcephei pasa de 3,7 a 4,5 y vuelve a 3,7 mag en 5d 8h 47m. Las pulsantes son muy importantes en astrofísica porque su período es proporcional a la luminosidad de la estrella (M = -2,8*log P -1,43). Entonces, midiendo su período podemos calcular su brillo intrínseco. Y por comparación con su brillo visto desde la Tierra podemos deducir a que distancia están!. (Henrietta Leavit, siglo XX, el Universo crece desmesuradamente.) Las Cefeidas además son estrellas muy luminosas, lo que nos permite buscarlas en otras galaxias y determinar la distancia a la que están. Cefeida en M100 (56 millones de años 5