Noticias: (Inscripción los jueves al final de la clase)

Transcripción

1 Abril 17: N. Kappes, M. Fuhrmann, J.B. Puel Abril 19: J. Celhay, P. Morandé, A. Navarrete Abril 24: P. Güentulle, J. Arrau, G. Pérez Abril 26: R. Gómez, F. Maturana, V. Covarrubias Mayo 3: C. Richard Mayo 8: A. Bustos, S. Lara, T. Rybertt Mayo 10: V. Núñez, A. Acuña, N. Maluenda Mayo 15: T. Hepner, M. Hasbún Mayo 17: J. Henríquez Mayo 22: J. Astroza, M. Mora Mayo 24: J. Rivera Mayo 29: A. Eyzaguirre, F. Lagos Mayo 31: Junio 5: A. Saavedra Junio 7: Junio 12: Junio 14: Noticias: (Inscripción los jueves al final de la clase) 1

2 Observaciones en Santa Martina (1450 msnm, ΔT ~ -5 10º). Todos los M, J y V, saliendo del Depto de Astronomía a las 18:00. Vuelven a San Joaquín antes de las 23:00. Inscripciones/consultas por con Pedro Salas pnsalas@uc.cl En caso de suspensión por mal tiempo, se avisa por . Hoy cancelado 2

3 Entrega el 5 de junio. Proyecto Nº2 Informe y preguntas sobre la visita al Observatorio. Quienes no pudieron ir tienen dos opciones: Hacer observaciones solos, con binoculares. Entregar informe completo. Entregar sólo parte II (preguntas), que tendrá una ponderación de 5% en la nota final del curso, no 10%. La nota final del curso se calculará sobre 95%. 3

4 Cómo cambia una estrella? 4

5 Evolución en el Diagrama HR Los diagramas de Hertzsprung- Russell sirven para ilustrar las distintas etapas de evolución de las estrellas. La evolución de una estrella de baja masa como el Sol es la siguiente: 7. secuencia principal 8. subgigante 9. gigante roja 10.rama horizontal 11.rama asintótica gigante 12.nebulosa planetaria 13.enana blanca 5

6 Gigantes Rojas Mientras están en la secuencia principal las estrellas de baja masa queman hidrógeno en forma estable, como el Sol. Cuando se agota el combustible (H) en el núcleo, se inicia la evolución hacia la rama gigante. El núcleo de la estrella, formado por helio, se contrae por su gravedad. Justo arriba del helio, una capa de hidrógeno también se contrae y empieza a quemarse cada vez más rápido. Produce más helio que se contrae, aumentando la gravedad y presión en el centro, aumentando la tasa de combustión. Círculo vicioso. Esta rápida generación de energía infla a la estrella, y la hace muy brillante. Como crece en tamaño unas 100 veces, su temperatura superficial disminuye a T=3000K. Es una gigante roja. Estas estrella tienen atmósferas muy extendidas y un núcleo muy denso que continua acumulando las cenizas de la fusión (He y después C). E.g. Aldebarán, en la constelación de Tauro, 50 veces más grande que el Sol. Estas estrellas son a menudo inestables, con manchas, pulsaciones, y pérdida de masa (baja gravedad superficial). 6

7 Ramas Horizontal y Asintótica Gigante La temperatura, presión y densidad del núcleo de He crecen tanto que se comienza a quemar a T = 100 millones K. El núcleo se expande, enfriando la capa donde se quema H. Esto hace que la superficie se contraiga. En esta etapa la temperatura de la superficie crece, y la estrella está en la rama horizontal (10), con tamaño 10 veces mas grande que el Sol. Cuando se agota el He en el núcleo, la estrella crece nuevamente como una gigante roja, posicionándose en la rama asintótica gigante (11), con un tamaño 1000 veces más grande que el Sol. La estrella en la rama asintótica gigante quema H en una capa externa, He en una capa más interna, mientras que las cenizas de C y O se acumulan en el núcleo. 7

8 Estructura Interna Estrella de baja masa como el Sol en distintas etapas de evolución: Secuencia Principal Gigante Roja Rama Horizontal Fusión de H Zona Radiativa Convección Zona Convectiva Fusión de H Cenizas de He Zona Radiativa Zona Convectiva Fusión de H Fusión de He (Radios no están a escala.) 8

9 Estrellas Masivas He 4 Si 28 S 32 Ar 36 Ca 40 Ti 44 Cr 48 Fe 52 La evolución de estrellas masivas es distinta a la del Sol. Por ejemplo, si la estrella es 20 veces más masiva que el Sol evoluciona más rápida y violentamente. Luego de quemar H y He, el núcleo es tan masivo que continúan las fusiones, produciendo elementos cada vez más pesados. La fusión de H produce He más energía (10 7 años), la fusión de He da C más energía (10 6 años), la fusión de C da O más energía (10 3 años), la fusión de O da Ne más energía (1 año), la fusión de Ne da Mg más energía (meses), la fusión de Mg da Si más energía (semanas), la fusión de Si da Fe más energía (1 semana). Ni 56 9

10 Estructura de Cebolla La estrella masiva se ordena en una estructura de capas con elementos cada vez más pesados hacia el centro, lo que se llama estructura de cebolla. El H, que es el elemento más liviano, flota hacia la superficie, formando la capa más externa, mientras que el hierro (Fe) que es el elemento más pesado, se hunde hacia el núcleo. El núcleo de la estrella alcanza los T=10 10 K. 10

11 Evolución de estrellas masivas en el diagrama HR Por tener tantas capas, sus caminos evolutivos son complejos. 11

12 Una estrella se mueve hacia arriba y a la derecha en el diagrama HR. Qué está pasando en su núcleo? A. Se empezó a quemar un nuevo elemento. B. La tasa de reacciones nucleares está bajando. C. Se está enfriando. D. Está colapsando y calentándose. 12

13 Algol es una binaria formada por una estrella de secuencia principal de 3.7 M y una gigante roja de 0.8 M. Qué tiene de raro esto? A. La estrella de 3.7 M debería haberse transformado en gigante roja antes que la de 0.8 M. B. Las estrellas binarias en general tienen la misma masa. C. Las estrellas de 0.8 M nunca llegan a ser gigantes rojas. D. Las dos estrellas deberían estar en la misma etapa de evolución. La paradoja de Algol fue muy importante para el estudio de la evolución estelar en sistemas binarios. 13

14 Cómo muere una estrella? 14

15 Estrellas de baja masa: Las atmósferas tan extendidas de las estrellas en la rama asintótica gigantes son inestables, y la estrella comienza a variar de tamaño periódicamente. Las pulsaciones conducen a la expulsión de sus capas externas y se forman las nebulosas planetarias. Las capas son liberadas gentilmente, con velocidades v<100km/s, no son expulsadas explosivamente. Cuando se comenzaron a observar, parecían ser planetas, por eso se llaman así. Nebulosas Planetarias 15

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17 Nebulosas planetarias Reloj de arena 17

18 Nebulosa planetaria del esquimal Abell 39 18

19 De Nebulosa a Enana Las nebulosas planetarias sobreviven unos 10 5 años, antes que el material gaseoso se pierda en el medio interestelar. Nota: 10 km/s 10 5 años ~ 3 años luz Mientras, el núcleo de la estrella (de baja masa) no logra quemar C. Finalmente, el núcleo desnudo que es lo único que queda de la estrella original termina su vida como una enana blanca. Las enanas blancas tienen T= grados en su superficie, y tamaño similar a la Tierra (unos km de diámetro). Anillo 19

20 Enanas Blancas Las enanas blancas (white dwarfs, WD) contienen muy poco combustible (H), ya que éste fue quemado o expulsado en las etapas anteriores de evolución. La mayoría de las WD tienen la mitad de la masa del Sol, y como su tamaño es similar a la Tierra, implica que son muy densas (~ toneladas/cm 3 ). A pesar de su alta T >10.000K, son débiles porque su tamaño es muy pequeño. E.g., la WD compañera de Sirio, con un período orbital de 50 años, que a pesar de su cercanía fue muy difícil de detectar. Ahora la WD Sirio B se puede ver con el telescopio espacial Chandra: en rayos X es más luminosa que Sirio A misma. Sirio B tiene T=25000K, M=1,1Mo, R=2R Tierra, L=0,04Lo. La composición química depende de la masa inicial de la estrella: puede ser He (Minicial < 0,3 Mo), C y O (0,3 5 Mo) u O, Ne y Mg (5 10 Mo). Al no producir energía, estas enanas blancas se enfrían y contraen muy despacio, terminando sus vidas apagándose lentamente. Sirio B en rayos X Sirio B en óptico 20

21 Enanas Marrones Las estrellas que no tienen masa suficiente para alcanzar Tnuc=10 6 K y quemar hidrógeno se llaman enanas marrones (enanas café, brown dwarfs, BD). Las BD tienen masas entre aprox 2 y 8% de la masa del Sol, y son enteramente convectivas. Muchas de ellas alcanzan a quemar deuterio y algunas litio, dependiendo de la masa. Tienen 500K<Tsup<3000K, y tamaños del orden de Rjúpiter Son muy débiles, y las primeras se descubrieron hace pocos años. Constituyen el extremo inferior de la secuencia estelar, intermedia entre estrellas y planetas. 21

22 WD 22

23 Qué impide el colapso de WDs y BDs? No producen energía en núcleo como el Sol. En vez, tienen presión de degeneración. Efecto cuántico. Electrones no pueden estar en un mismo estado. A menor temperatura, menos estados disponibles. Mismo efecto ocurre en planetas gigantes. 23

24 Estrellas Masivas: Supernovas Cuando las cenizas de Fe se acumulan en el núcleo, ese Fe no puede producir energía por fusión. No se producen más reacciones nucleares, y se apaga la presión de radiación en el núcleo. Entonces la gravedad triunfa sobre la presión, la estrella no puede soportar más su propia masa y el interior de la estrella colapsa violentamente. Este colapso genera una enorme cantidad de energía gravitacional, provocando una gran explosión de supernova (SN). Los elementos pesados que formaban las distintas capas de la estrella son expulsados por la explosión, y vuelven a enriquecer el medio interestelar. 24

25 Energía es mínima para el hierro, no se puede quemar. Masa o energía por partícula 25

26 Las SN son importantes porque enriquecen el medio interestelar y porque gatillan la formación de nuevas generaciones de estrellas. Estas explosiones pueden ser tan brillantes como una galaxia entera. Además, por ser tan brillantes, las SN pueden ser usadas para medir las distancias de objetos muy lejanos. 26

27 SN 1987A La primera SN del año 1987, llamada SN 1987A, resultó en un gran avance de nuestro conocimiento sobre estos objetos. Explotó en la galaxia vecina llamada Nube Mayor de Magallanes a años-luz. Se vio a simple vista durante un mes como una estrella rojiza en la Nube Mayor de Magallanes. Por suerte Sanduleak había tomado fotos y medido las estrellas en la región antes: por primera vez se tenía una foto de una estrella progenitora antes de que explotara. La progenitora resultó ser una estrella supergigante de unas 20 Mo. SN 1987A fue una SN tipo II, y debería haber dejado una estrella de neutrones, la que todavía no se ha observado. 27

28 SN Históricas Así como nosotros observamos SN 1987A, hay varias SN históricas en nuestra propia galaxia registradas por los antiguos que han sido mucho más brillantes. Las más famosas de las que se tienen registros escritos son SN 1006, SN 1054, SN 1181, SN 1572, SN 1604, y SN Si hoy apuntamos el telescopio a esos lugares donde los antiguos vieron esas estrellas nuevas observamos los remanentes de esas SN. La SN más cercana (Nebulosa de Gum) que explotó aprox en 9000a.c. debió haber sido tan brillante como la Luna llena. 28

29 Vela SN (Gum) 29

30 Remanentes de Supernovas En nuestra galaxia explotan un par de supernovas por siglo. La mayoría no las vemos porque ocurren ocultas por el polvo del disco de la Galaxia. Los surveys de radio detectan los remanentes de SN a través de las nubes de polvo, se conocen unos 46 remanentes. Los remanentes duran pocos miles de años antes de desaparecer mezclándose con el medio interestelar. Remanente de la SN E0102 multicolor (rayos X, óptico y radio). 30

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32 La Nebulosa del Cangrejo (SN1054ac) es una SN que explotó en el año Se expandió ~10 años luz en unos 900 años. La velocidad medida, la fecha de explosión, y el tamaño son consistentes. Cuando explotó podía producir sombra durante el día de acuerdo con los anales chinos de la época. 10 años luz SN Históricas 32

33 Nebulosa del Cangrejo 33

34 Pre-Supernovas? Estrella binaria interactuante Eta Carinae 34

35 Productos de una SN 1. Explosión gigantesca (L > Lo) 2. Remanente en rápida expansión (v > km/s), ondas de choque 3. Elementos pesados expulsados por la explosión (Fe, Ca, Na, Ni, O ) 4. Estrella de neutrones en algunos casos (Mestrella> 1.4 Mo) 35

36 Somos polvo de estrellas (Carl Sagan) Medio Interestelar Muerte de estrellas Formación estelar Evolución estelar 36