Vida de una aestrellae Cano Paredes Aidali Lucer

Transcripción

1 Vida de una aestrellae Cano Paredes Aidali Lucer Ortega Jiménez Ireri Yolanda Ramírez Enríquez Alejandro Ramírez Martínez Surya Anaid Villavicencio Arzola Pedro Omar Semestre

2 UNA ESTRELLA son los grandes alquimistas del universo ya que en el interior de ellas se transmutan los elementos a partir de reacciones nucleares.

3 FORMACIÓN DE UNA ESTRELLA

4 Primera generación de estrellas La primera generación de estrellas se formó a partir de la concentración y fragmentación de nubes de gas compuestas con 77% de hidrógeno y 23% de helio.

5 Composición química inicial Regiones H II Nubes de gas y polvo donde el hdó hidrógeno es ionizado por estrellas jóvenes de muy alta temperatura. Las estrellas se pueden formar por Determinación química del gas a partir del cual se forman. Regiones HI Nebulosas de hidrógeno neutro. A través de la observación con telescopios del espectro del gas ionizado por estrellas recién formadas. Que se clasifica en:

6 No se puede mostrar la imagen. Puede que su equipo no tenga suficiente memoria para abrir la imagen o que ésta esté dañada. Reinicie el equipo y, a continuación, abra el archivo de nuevo. Si sigue apareciendo la x roja, puede que tenga que borrar la imagen e insertarla de nuevo. El colapso gravitacional de una gran nube de gas y polvo. Material enriquecido en elementos más pesados que el H proveniente de otras estrellas. Por la condensación de material contaminado producto de reacciones nucleares. Constituidos de y

7 Las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas generando la energía que radian al espacio circundante.

8 En las estrellas ocurren según la visión de B 2 FH dos tipos de reacciones nucleares que sintetizan elementos distintos: Reacciones en equilibrio i Reacciones explosivas Ocurren durante la fase relativamente estable de la evolución estelar. Las más largas de ellas corresponden a la nucleosíntesis. Durante la explosión la estrella pierde una fracción de su masa, y le regresa al medio interestelar material enriquecido con elementos pesados

9 Reacciones en equilibrio

10 Reacciones explosivas Cuando se agota el hidrógeno en la parte central de la estrella entran en juego reacciones termonucleares de fusión que transmutan sucesivamente helio, carbono, nitrógeno, oxígeno y silicio en elementos químicos cada vez más pesados, hasta llegar al hierro;

11 Todas estas reacciones liberan energía, con la cual la estrella puede suplir la que su superficie radia al exterior.

12 VIDA DE UNA ESTRELLA Depende de su masa la cantidad de combustible y el ritmo de consumo. GIGANTE AZUL tiene mucho hidrógeno para quemar pero lo hace a tal velocidad que su vida es corta.(100milllones de años) a comparación de estrellas que pueden durar hasta 5000 millones de años.

13 La mayor parte de la vida de la estrella ocurre cambios dbid debidos al calor producido (expandiéndola) y a la gravedad evitando que la estrella se colapse provocando un equilibrio. Tras más de 4500 millones de años que ya lleva en marcha, nuestro Sol continuará otros 4500 millones de años más.

14 DIAGRAMA HERTZ RUSSELL (H R) Realizado d en 1911por el astrónomo Ejnar Hertzsprung Danes y por Henry Norris 1913 anericano. Relaciona la luminosidad y la temperatura.

15 Espectros de las estrellas Tipo espectral Temp. C Color O Azules pocas líneas espectrales muestran átomos ionizados He III, C III, N III, O III, Si V. B Blanco azuladas. líneas de O II, Si II y Mg II. Aparece la línea del He I. A Blancas. La línea del H I. Comienzan a aparecer la líneas de metales neutros. F 7600 Blanco amarillentas. aumento de la cantidad de líneas de H I, disminuyen la intensidad. Las líneas de metales ionizados aumentan. G 6000 Anaranjado intensidad de las líneas de metales neutros y disminuyen las del H I. K 5100 Amarillo anaranjadas. espectro diverssas líneas de metales. M 2500 Rojas varias líneas de metales neutros se dificulta observar el espectro continuo.

16 CLASIFICACION DE LAS ESTRELLAS

17 Clasificación de Secchi La primera clasificación de estrellas de acuerdo a su espectro data de la década d de 1860, cuando Ángelo Secchi las catalogó en cuatro tipos diferentes: blancas o azules, amarillas, anaranjadas, rojas

18 Clasificación Harvard El sistema Harvard fue desarrollado por Edward Pickering, Annie Cannon y Williamina Fleming a principios de Se basaron en fotografías, obtenidas con un espectrógrafo, de cientos de miles de estrellas que publicaron en el famoso catálogo Henry Draper (abreviado como HD) entre 1918 y 1923.

19 Recientemente se han añadido más tipos espectrales, como W, C (primitivamente dividida en R y N), S, P y Q. Pero estos se tratan normalmente como tipos espectrales paralelos.

20 Clasificación de MKK La forma de clasificar a las estrellas más reciente, y actualmente en uso, es el sistema MKK. Este no reemplaza al anterior, sino que lo complementa porque a la letra con que se etiquetaba a una estrella que correspondía al tipo espectral, también se le agrega un número romano indicando su clase de luminosidad. Además de saber la temperatura t y composición iió de una estrella mediante el tipo espectral, también se conoce su tamaño, densidad y masa por la clase de luminosidad.

21 N Descripción I Supergigantes II Gigantes brillantes III Gigantes IV Sub-gigantes V Enanas de la secuencia principal (del diagrama HR) VI Sub-enanas VII Enanas blancas

22 Algunas clases, especialmente la I, se subdividen en a, b, y ab para especificaralgunasalgunas particularidades Por ejemplo, Ia es una supergigante más brillante que Ib. El Sol pertenece a las enanas de la secuencia principal siendo, según este sistema de clasificación, ió una estrella G2V

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24 MUERTE DE LAS ESTRELLAS La evolución final de una estrella es un proceso bastante complicado, en el que fases de expanción, equilibrio y compresión pueden alternarse varias a medida que la estrella quema diversos tipos de combustible nuclear en su centro. Dependiendo de la masa de la estrella o de lo que queda de ella, su fin puede tomar tres formas distintas: enanas blancas, estrellas de neutrones y hoyos negros.

25 Enanas Blancas Estrellas de muy baja luminosidad y de un color claramente claro. Radios de apenas km (tres veces el radio terrestre)

26 Al agotar una estrella su combustible nuclear, la presion interna no puede contrarrestar t su propia fuerza gravitacional y la estrella se contrae. En una enana blanca la materia está tan comprimida que los núcleos atómicos se pegan entre sí formando una especie de red cristalina y los electrones se mueven libremente a través de esa configuración, formando a su vez, un gas de electrones. Ilustración de la estimada evolución de nuestro Sol, desde una estrella gigante roja a una enana blanca.

27 Enana 1930 blanca Chandrasekhar en formación (físico y nebulosa indú) planetaria descubrió en expansión. que existe un valor Este gas crítico está impulsado en cuanto por a la un masa superviento de una del estrella, que absorbe con el su cual de radiación ser superado ultravioleta el equilibrio más intensa terminaría en la región y la estrella interior y seguiría la comprimiendose. reemite la zona exterior Este era en de forma 1.5 a de 2 radiaciones veces la masa de menor del Sol. frecuencia, ya en el visible, provocando hermosas combinaciones de colores y formas.

28 Estrellas de neutrones y pulsares Si el valor crítico mencionado es superado, la materia sigue contrayéndose, de esta forma comenzarían a fusionarse los protones con los electrones, formando neutrones.

29 Se llegaría a una nueva configuración de equilibrio en la que la densidad d de materia es tan alta que los nucleos atómicos en contacto forman uno solo y gigantesco gg nucleo. Su diámetro es apenas de decenas de kilometros.

30 Las estrellas de neutrones alcanzan una velocidad de rotación enorme (varias veces por segundo). Además su campo magnético llega a ser tan intenso que los electrones en él viajan a velocidades cercanas a la luz Combinando estos aspectos se da origen a pulsos luminosos que han sido detectados por astrónomos

31 Nebulosa del Cangrejo, remanente de la explosión de la supernova de 1054; en el centro una estrella de neutrones encontrada por sus pulsos radiomagnéticos i Los pulsares o estrellas de neutrones tambien tiene un valor crítico de masa y esta es de no mas de 6 a 8 veces la del Sol.

32 Hoyos Negros Agujeros negros, fascinantes habitantes t del cosmos. Idea originalmente presentada en 1783 por el inglés John Mitchell, el concepto fue retomado por Laplace en 1796,,y sus cálculos fueron más tarde rehechos en 1916 usando la nueva teoría de la relatividad de Einstein por Karl Schwarzschild y precisados posteriormente por Roy Kerr. El nombre de agujero negro fue acuñado a finales de la El nombre de agujero negro fue acuñado a finales de la década de los sesenta por John A. Wheeler, de la Universidad de Princenton.

33 Extraños objetos, al igual que el universo primitivo, los agujeros negros presentan condiciones físicas extremas que no podemos reproducir en la Tierra. Puesto que lo que los físicos intentan comprender son las propiedades d del espacio, el tiempo y la materia, sobre todo en condiciones extremas, estos objetos constituyen otros laboratorios extraterrestres suplementarios para poner a prueba las leyes de la física.

34 Al explotar una estrella, de mas de 8 veces la masa solar, como supernova su remanente trata de convertirse en pulsar pero su masa es tan grande que sigue comprimiendose hasta llegaar a un punto donde toda la materia se condensa, este punto se llama singularidad. M87:El hoyo negro más masivo registrado (500 millones la MASA DEL SOL)

35 Podemos sintetizar que un hoyo negro es una región del espacio ocupada por una muy densa masa en que la atracción de la gravedad es tan fuerte que nada puede escapar, salvo algunas radiaciones que emanan de su endógena mecánica. Es un hoyo en el sentido de que los objetos pueden caer en su interior, pero no salir de él. Es negro en el sentido de que la luz no pude escapar de sus fauces. En otras palabras, un agujero negro puede ser descrito como un objeto en el que la velocidad de escape (la velocidad requerida para desligarse de él) es mayor que la velocidad de la luz -el límite máximo de velocidad teóricamente aceptado para los desplazamientos en el universo.

36 Detección de los hoyos negros Hoyos negros en sistemas binarios: Al compartir el movimiento de rotación con otra estrella masiva, esta libera gases los cuales quedan atrapados en la periferia del hoyo negro, formándose así un disco de acreción alrededor d de este.

37 Hoyos negros y nucleos de galaxias Se ha podido concluir que no solo por la explosión de una supernova y la ultima fase de una estrella se pueden crear los hoyos negro, sino también pudieron haberse originado desde los inicios del universo. Esta teoría se fundamento en la existencia de los impresionantes cuásares, al principio se pensó que eran estrellas enormes y muy lejanas, pero actualmente se sabe que son en realidad ocasionados por hoyos negros súper masivos.

38 Se ha considerado que inclusive en nuestra galaxia al centro se encuentra un hoyo negro. Estructura de un hoyo negro súper masivo.

39 Hoyos negros primordiales Al iniciarse la actividad en el universo pudieron haberse formado cantidades de materia muy densa y acumularse en un solo punto, lo que los astrónomos han llamado mini hoyos negros, que están en constante aparición y desaparición en el universo.

40 El espacio tiempo en los hoyos negros Una esfera tan masiva y densa como un hoyo negro provoca alteraciones al espacio y tiempo en el universo.

41 Al momento de irse contrayendo cada vez más una estrella en contracción, hacia la formación del hoyo negro, el espaciotiempo se deforma mas y mas. Si tomamos en cuenta un plano de simultaneidad, un cuerpo masivo y con gran densidad lo deforma.

42 Dicha deformación, puede ocacionar, según Einstein y Rosen, un puente entre dos universos paralelos. Tiempo después John A. Wheeler describió la deformación como un hoyo que conectaba dos regiones lejanas del mismo universo, a lo que llamo hoyo de gusano

43 HOYOS ETERNOS: