StreetLights of the Universe

Transcripción

1 Estrellas StreetLights of the Universe

2 Introducción Sólo podemos ver pequeños puntos brillantes aún con telescopios! Muy pocas se encuentran lo suficientemente cerca para estudiarlas.

3 Muy, muy lejos... Si la Tierra fuese un grano de arena que orbitara a 1 metro del Sol, la estrella más cercana estaría a 250 Km (distancia Concepción Talca)

4 Sólo podemos ver pequeños puntos brillantes, aún con los mejores telescopios... Sólo algunas pocas están lo suficientemente cerca y son lo suficientemente grandes como para conocerlas y medirlas desde la Tierra por observación directa.

5 Qué es en realidad una estrella? Una estrella es una inmensa esfera de gas que emite luz propia debido a reacciones termonucleares en su centro.

6 Aunque tienen mucho en común, No todas las estrellas son iguales... Colores Tamaños Temperaturas Composición

7 Estrellas Amarillas

8 Estrellas Blancas Sirius

9 Enanas, Gigantes y Supergigantes Según la relación temperatura luminosidad y su masa comparada con el Sol.

10 cómo saber que tan brillantes son en realidad? Relación entre Radio-Luminosidad y Temperatura Luminosidad Radio 2 Temperatura 4 Luminosidad Radio Efectivo Temperatura

11 Luminosidad y Brillo aparente Brillo Aparente Luminosidad 2 Radio Lo que nosotros vemos de ella es el brillo aparente, este corresponde a la cantidad de energía que llega a la Tierra desde la estrella y depende lógicamente de la distancia a la que nos encontremos.

12 Escala de Magnitudes Las clasificamos según su magnitud aparente Cómo saber que estrellas son más brillantes? Este sistema funciona de forma que una estrella de magnitud 1 es 100 veces más brillante que una de magnitud 6

13 Sol: -26.5

14 Luna: -13

15 Venus: -4

16 Sirio: -1.5

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18 Una comparación Justa... Escala de Magnitud Absoluta Representa a la Luminosidad de la Estrella (ya que no depende de la Distancia a la que se encuentre)

19 Cómo sabemos la Temperatura de una Estrella? Medimos la radiación que emite en distintas longitudes de onda y las graficamos respecto a su magnitud (Curva de Radiación de Cuerpo Negro)

20 Cuerpo Negro

21 Normalmente los colores de una estrella se miden en distintos filtros, siendo los más usados U, V, B, R e I. Índices de Color Se definen además Índices de color B-V, I-R que permiten comparar la magnitud de la estrella entre estos colores.

22 Cunas de Estrellas Las estrellas están hechas de Gas, por lo que necesitamos grandes cantidades de él para formarlas... Las estrellas nacen a partir de nubes Cósmicas o Nebulosas...

23 Nebulosas Estas Nebulosas proporcionan la materia prima de la que se forman las estrellas <= Eagle Nebula

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25 Protoestrellas... s Lenta acumulación de gas y polvo. 2. La atracción gravitacional atrae más material. 3. La contracción provoca que la temperatura y la presión comiencen a subir lentamente.

26 Los inicios de una estrella... Inicio: Frías Poca Masa, baja Temperatura Masivas, la temperatura aumenta Si tienen menos de 0.08 Ms, no hay suficiente fuerza gravitacional para iniciar la quema de H La etapa de contracción de la protoestrella depende de la masa, pero por lo general es rápida (unos de años)

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28 Fusión al interior de una estrella

29 Al Interior...

30 La Primera Luz...

31 Terminada esta etapa, habrá nacido una nueva estrella entra en la etapa de Secuencia Principal (SP), donde es muy estable y pasa la mayor parte de su vida mientras mayor sea su masa, menor será su vida una estrella como el Sol vivirá 10 mil millones de años una estrella de 15 Ms permanecerá 15 millones de años Esta etapa se caracteriza porque en el núcleo las estrellas queman H qué sucederá cuando se acabe el H?

32 Cuando se acaba el H del núcleo, la estrella comienza su evolución Comienzan a cambiar las propiedades físicas de la estrella (masa, radio, temperatura, luminosidad...) El combustible pasa a ser el He y en distinta forma el H

33 Evolución Estelar...La Vida después de la Muerte de una estrella...

34 Brown Dwarfs o Superplanetas 0.01 < M <0.08 La presión asociada a su masa les impide encender las reacciones Nucleares (10M de grados) que dan brillo a las estrellas, por lo que son opacas, sin embargo... Emiten una luminosidad débil originada en el calor que generaron durante su formación, por ello podemos detectarlas...

35 Cuando se enfrían resultan difíciles de ver por medios ópticos... Luego, sólo podemos "ver" las enanas café que son jóvenes y aún conservan calor

36 Ejemplos de Enanas Cafe Comparación entre el Sol, enana café TWA5B y Jupiter Joven Enana Café y planeta extrasolar

37 White Dwarfs Constituyen el remanente de una estrella que ha finalizado la fusión en su núcleo < M < 10 Las enanas blancas están soportadas por la presión debida a la degeneración electrónica.

38 Están compuestas principalmente de Carbono, y poseen en promedio, un radio similar al de la tierra. Cuando una estrella llega a ser una Enana Blanca permanece en este estado sin evolucionar...

39 Enanas Blancas fotografiadas por el Telescopio Espacial Hubble Ubicadas en el cluster Globular M4, estas estrellas tienen aprox. 13 billones de años...

40 El Sol una enana Blanca? Dentro de unos millones de años, nuestra estrella, el Sol, se convertirá en una enana Blanca...

41 10 < M < 40 Son estrellas muy masivas que estallan al final de su ciclo de vida. Supernova La supernova es el horno donde se forman los elementos pesados (más pesados que el hierro).

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43 Descubiertas en Chile! La Primera descubierta a simple vista fue SN 1987A, y esto ocurrió en Chile y Nueva Zelanda en forma simultanea.

44 Estrella de Neutrones 10 < M < 40 Remanentes de una Supernova condensados a altas presiones hasta la densidad de la materia nuclear...

45 Una estrella de neutrones puede imaginarse como un núcleo atómico gigantesco que se mantiene unido por su propia Gravedad

46 Propiedades de una Estrella de Neutrones 1. Las Estrellas de Neutrones son pequeñas, pero muy masivas => d 2. Rotan muy rápidamente con periodos de rotación de fracciones de segundos

47 3. Poseen campos magnéticos muy fuertes (de trillones (10 12 ) de veces el de la Tierra)

48 Púlsars La palabra Púlsar es un acrónimo de "Pulsating Radio Source", fuente de radio pulsante. Las pulsares son estrellas de neutrones en rotación Su densidad es tan grande que, en ellos, la materia de la medida de la punta de un lápiz, tiene una masa de cerca de toneladas.

49 Mecanismos de Emisión La rápida rotación de estas estrellas, las hace poderosos generadores eléctricos, capaces de acelerar las partículas cargadas hasta energías de mil millones de millones de Voltios.

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51 StarQuakes Montañas del Tamaño de un Alfiler...

52 Black Holes 40 < M Un agujero Negro es un objeto cuyo campo Gravitacional es tan intenso, dentro de un cierto radio, que nada, ni siquiera la Luz puede escapar de el.

53 Cómo se forman? i) Cuando una estrella es lo suficientemente masiva, ocurre una etapa en la que colapsa en una estrella de neutrones. ii) La estrella de Neutrones degenera si posee un limite máximo. iii) Luego, nada puede evitar el colapso gravitacional de la estrella: el objeto resultante no emite luz, ni ningún tipo de materia

54 Características Velocidad de Escape... Radio de Schwarzschild Es el radio critico de un objeto, para el cual la velocidad de escape es la velocidad de la Luz. Espacio se Curva Dilatación del Tiempo Dilatación del Tiempo Los Relojes cerca del Agujero Negro aparecen más lentos. Justo en el horizonte de eventos, el reloj se detendría. (por que?)

55 Horizonte de Eventos

56 Agujero Negro en Acción

57 Mitos y Realidades El Agujero Negro mas cercano a la Tierra es Cygnus X-1, y se encuentra a una distancia de años luz Los Agujeros Negros NO pueden tragarse todo el Universo, solo aquello que cruce su Horizonte de sucesos.

58 Mitos y Realidades Un Agujero Negro puede tragarse a otro si tiene la masa suficiente El centro del Agujero Negro es una singularidad, en este punto las leyes de la física no son aplicables Un agujero Negro NO puede observarse directamente, sin embargo, podemos ver sus efectos

59 Los Agujeros Negros......Se evaporan???? Radiación de Hawking

60 SÍNTESIS