9. Evolución Estelar 08 de mayo de 2009

Transcripción

1 9. Evolución Estelar 08 de mayo de 2009

2 1. La secuencia principal El diagrama de Hertzsprung-Russell Estrellas de la secuencia principal Gigantes Gigantes rojas Supergigantes Enanas blancas 1

3 El interior de las estrellas (I) La vida de las estrellas depende de su masa Expansión: Presión de gas y presión de radiación Contracción: Gravedad de la propia estrella 1 ( T ) dp( T ) dr g grav T núcleo Sol ~ 15 millones K 4 1 H 4 He E Ejemplo: Sol Tsuperficie ~5700 K Utilizando la ley de Stephan-Boltzman: E= T 4 = 6.2 x10 7 W/m2 Energía total emitida por el Sol = E*4 a 2 = 3.9 x10 26 W = E SOL E 2 mc 600 millones de Tn de H transformadas en 596 millones de Tn de He por segundo 1% de la masa del Sol procesada en 1000 millones de años Las estrellas son estables en mayor o menor medida dependiendo de su masa 2

4 El interior de las estrellas (II): El Sol Ahora 40% más brillante, 6% mayor 5% más caliente Más He en el núcleo Menos H Núcleo desacoplado del resto de la estrella 3

5 Del nacimiento estelar a la secuencia principal 4

6 Evolución estelar en la secuencia principal: Dependencia con la masa Zero-Age Main Sequence (ZAMS) 5

7 Evolución estelar tras agotar la secuencia principal H en el núcleo convertido en He Bajan las temperaturas Contracción del núcleo Aumento de temperatura hasta varias decenas de millones de grados H He En una capa alrededor del núcleo Expansión (R ~ R Sol ) y enfriamiento de las capas exteriores Masas intermedias: 0.8<M<10 M Sol Gigante Roja 6

8 Evolución estelar: La fase Gigante Roja En estrellas No masivas M< 0.4 M Sol La Nucleosíntesis se detiene Enanas rojas La Nucleosíntesis continúa Estructura en capas de cebolla Prosigue la lenta contracción del núcleo Aumento de temperatura en el núcleo H He En una capa alrededor del núcleo 3 4 He 12 C Proceso triple alfa H He He C, N, O C Ne, Mg, O Ne O, Mg En estrellas masivas M>5 M Sol 7

9 Estrellas variables Curva de luz de Cephei El periodo de una Cefeida variable está directamente relacionado con su luminosidad absoluta. Cefe das ~ 40,000 luminosidad solar Pueden verse y estudiarse en galaxias cercanas Cuanto más luminosa más lento el periodo Midiendo el periodo tenemos la magnitud absoluta, comparando con la visual la distancia a estrellas variables Las medidas de distancia de las Cefeidas fueron las primeras determinaciones de la distancia a las Galaxias y fundamentales en el descubrimiento de la expansión del Universo. 8

10 Estrellas variables 9

11 La vida de una estrella masiva (M > 8 M Sol ) comprimida en 24 h Si comprimimos la vida de una estrella masiva en un día Secuencia principal + expansión Gigante Roja: 22 h, 24 min. Combustible: H en el núcleo C Ne, Na, Mg, O 6.99 s Ne O, Mg 6 ms Fase de Gigante Roja 1 h, 35 min, 53 s Combustible He C O Si, S, P 3.97 ms Si Fe, Co, Ni 0.03 ms 10

12 Resultado: Nebulosas planetarias y enanas blancas Masas intermedias: 0.8<M<10 M Sol M57 Nebulosa del Anillo Evolución compleja: Vientos estelares, material ionizado, compañeras estelares, discos, 11

13 Resumen de evolución estelar 12

14 El destino del Sol 13

15 Evolución estelar en cúmulos estelares Estrellas de masa alta en la rama asíntotica de gigantes Estrellas de baja masa en la secuencia principal Diagramas HR en cúmulos estelares distintos 14

16 Evolución estelar de estrellas masivas Masas > 10 M Sol Contracción, calentamiento e ignición de diferentes reacciones termonucleares T alcanzan los miles de millones de grados Supergigantes azul o roja e y p neutrones + neutrinos La presión de la degeneración de los electrones desaparece Colapso brusco de los neutrones formando una estrella de neutrones 15

17 Evolución estelar de estrellas masivas Si la masa del núcleo es pequeña Frenado del colapso por degeneración de los neutrones Si la masa del núcleo M> 1.4 Msol (límite de Chandrashekar) Colapso del núcleo rápida. Frenado del colapso por interacción fuerte o formación de un agujero negro Implosión + Explosión energética de las capas exteriores Luminosidad: Superior a la de una galaxia (durante semanas) ~ L Frecuencia: 1-10 por siglo y por galaxia Supernova 1987a 16

18 Supernovas históricas 1006: Lupus, observada por astrónomos chinos y en Oriente Medio (visible durante un año); mv= : Nebulosa del Cangrejo, observadores chinos, nativos americanos, europeos, mv= : China y Japón; mv=0 1572: Supernova de Tycho Brahe; mv : Supernova de Kepler; mv= : Supernova de la Nube de Magallanes (visible a simple vista con dificultad) 17

19 Gamma Ray Burst (GRB) Explosiones de Rayos Gamma en el Universo (cortas e intensas) s Afterglow (días) Distancias extragalácticas Luminosidad ~ L galaxia Energía comparable a 10^30 Hiroshima Posiblemente colimada y dirigida en un cono de ángulo muy estrecho <5º GRB (Rayos X) Afterglow (visible) Modelos: Fusión de estrellas de neutrones formación de agujeros negros Explosiones de supernovas (1998; GRB ), 18

20 Objetos colapsados a) Enanas blancas b) Estrellas de neutrones y púlsares c) Agujeros negros Enanas blancas M < 10 M M núcleo < 1.4 M Materia degenerada, gas de e -, neutrones y protones T ef ~ K L ~ 0.01 L R ~ R T ~ 100 Tn cm -3 g ~ 10 5 g Tierra Ejemplo: Sirio B orbitando Sirio A Estrellas de neutrones y púlsares Neutrones pegados M < 50 M 1.4 M < Mn < 3 M R ~ km ~ 1000 x 10 6 Tn cm -3 g ~ g Tierra T emisión: 1.5 ms s Emisión sincrotón 19

21 Objetos colapsados Agujeros negros M > 50 M M núcleo > 3.0 M Objetos tan masivos que ni siquiera la luz puede escapar de ellos E total Ec Ep mv 2 0 v c 2 GMm R R S 2GM 2 c Necesaria relatividad general para explicar las propiedades de su entorno y la interacción con objetos, espacio y tiempo cercanos Radio de Schwarschild (Horizonte de eventos) M sol R S =3 km Los agujeros negros no son negros si tienen material más allá del horizonte de eventos 20

22 Agujeros negros: Espacio-tiempo deformado 21

23 Evaporación de Agujeros negros y Radiación de Hawking 22

24 Imágenes de agujeros negros Agujeros negros estelares M > 3-10 M Ejemplo: Cygnus X-1 Agujeros supermasivos M > 3-4 x 10 6 M Ejemplo: Sgr A En el centro de la Vía Láctea Agujeros intermedios M > 1000 M Varios ejemplos en torno a Sgr A 23

25 Agujeros negros por doquier AGN: Active Galactic Nuclei & quasars Ejemplo: M87 Censo en Rayos X de agujeros negros extragalácticos (Imagen del satélite Chandra del agujero de Lockman) 24