primeras etapas nube de gas interestelar rotante inestabilidad de Jeans fuerza de gravedad > presión del gas colapso gravitatorio fragmento de la nube

Transcripción

1 evolución estelar

2 primeras etapas nube de gas interestelar rotante inestabilidad de Jeans fuerza de gravedad > presión del gas colapso gravitatorio fragmento de la nube protoestrellas brillan por el calor generado por la compresión del gas

3 nube molecular gigante tamaño típico: 100pc tomos: H, He, metales oléculas: H, H O, OH, CO, H CO olvo 2 2 (nube): 103a 106Ms jeans[ms]= T 4 3/2 n½ n de partículas/ m³ se contrae i M>Mjeans i M<Mjeans no se contrae nube molecular típica: 6 =50 K y n =10 part. / m3 2 Mjeans=3890Ms nebulosa de Orión

4 protoestrellas en la nebulosa de Orión flujo bipolar envoltura de polvo protoestrella disco circunestelar esquema de una protoestrella

5 Imágenes de protoestrellas tomadas con el Hubble

6 la contracción cesa al comenzar la fusión del H a 10x106 K comienza su vida como estrella en un diagrama HR se ubica según su masa sobre la ZAMS secuencia principal de edad cero (zero age main sequence) arriba de la línea de nacimiento no brillan en el visible línea de nacimiento ZAMS

7 al terminar de quemar H en el corazón la estrella se ubica sobre la TAMS tiempo de evolución de la ZAMS a la TAMS = tiempo de vida en la secuencia principal de la ZAMS a la TAMS gravedad=presión depende de la masa!! las estrellas mas masivas evolucionan mas rápido TAMS L M al aumentar el peso molecular medio el corazón se contrae, las capas externas se expanden: T superficial disminuye ZAMS sol actual sol inicial T

8 evolución post-secuencia Principal a) estrellas de baja masa: <2Ms L al terminar de quemar H en el corazón la fuerza de radiación que la sostenía cesa y la estrella se contrae aumenta T rama de las gigantes quema de H en una capa rodeando el corazón envoltura de H aumenta la presión de radiación y la envoltura se expande H He en una capa alrededor del corazón T

9 luminosidad [Ls] L=cte, T, R T hasta el límite de Hayashi límite de Hayashi sube casi verticalmente en el diagrama HR gigante roja temperatura [ K]

10 la contracción del gas continúa hasta que T= K se contrae tanto que los e- se liberan de sus núcleos gas degenerado comienza a quemarse He T gas normal P Vol = Cte T si T, P y Vol se quema mas He T flash del He! el He se quema explosivamente, T sube hasta que los e- se mueven nuevamente, el gas se enfría y se expande (se vuelve ordinario)

11 las capas exteriores de la estrella se contraen luminosidad temperatura L, T, R quemando H en una capa que rodea el corazón y He en el corazón la estrella se ubica en la rama horizontal rama horizontal flash del He rama de las gigantes envoltura de H He C H He en una capa alrededor del corazón

12 luminosidad cuando se acaba el He en el corazón, L=cte, T, R sube en el diagrama H-R por la rama asintótica de las gigantes rama asintótica de las gigantes rama horizontal flash del He rama de las gigantes H He He C C+O H temperatura

13 cuando la energía liberada es suficiente para expulsar las capas externas nebulosa planetaria

14 las NP tienen variadas formas y un tamaño típico de 1 año luz la radiación ultravioleta emitida por la estrella ioniza el material expulsado y este brilla las NP no son visibles a simple vista las primeras NP observadas con pequeños telescopios parecían planetas en los espectros de las NP predominan las líneas de emisión líneas prohibidas características de los espectros de NP materia muy poco densa cuando la radiación ultravioleta emitida no es suficiente porque la estrella central se enfría, el gas de la NP se recombina y la nebulosa deja de brillar fase de NP 10000años

15 luminosidad temperatura corazón de C+O expulsión de la envoltura queda el corazón de C y O desnudo finalmente se convierte en una enana blanca enana blanca

16 enana blanca (EB) remanente estelar de C y O con M< 1.4 Ms sostenida por la presión degeneración de los eestrellas de SP con M > 4 Ms dejan remanentes > 1.4 Ms y no pueden ser sostenidos por la presión de los e- degenerados M=1.4 Ms límite de Chandrasekhar EB: última etapa de evolución de una estrella de M<4Ms brillan por la emisión de energía térmica almacenada no hay reacciones termonucleares en el interior de una EB son débiles, no se ven a ojo desnudo tamaño de la tierra 4000 K < Teff < K estructura de una EB gas degenerado de C y O a T=10 7 K atmósfera no degenerada de H y/o He a T=10 4 K

17 clasificación de los espectros de EB DA sólo lineas de H DB sólo lineas de He I DC sólo espectro continuo (sin lineas) DO lineas He II y He I o H DZ sólo lineas metálicas (sin H o He) DQ se observan líneas de C DX espectro no clasificado líneas muy ensanchadas por presión electrónica