11: La Vida de las Estrellas

Transcripción

1 11: La Vida de las Estrellas Nacimiento Evolución Muerte L. Infante 1

2 Medio Interestelar Espacio entre las estrellas no es vacío. Existe un medio (ISM) Baja densidad 100 átomos/cc Como sabemos que ISM existe? Kirchhoff - Gas a cierta temp. emite radiación en líneas Qué líneas? Depende de la composición Depende de la Temp., Dens. Y fuente de excitación Nebulosa Horsehead en Orion L. Infante 2

3 Cont. Absorción de Luz Nubes de gas y polvo Bloquean la luz de estrellas distantes. Nebulosa oscura, Barnard 86 en Sagitario L. Infante 3

4 Colapso Bolsas de ISM colapsan para formar estrellas. (Razones físicas no muy claras; similar a formación del S.S.) Preguntas sin respuestas: Qué gatilla el colapso? Por qué unas masas y no otras. Estrellas jóvenes son activas. Emiten fuertes vientos de partículas que soplan el gas y polvo alrededor. Calientan el gas y este emite radiación en líneas. Formación es poco eficiente; queda mucho gas y polvo suelto Nebulosa Roseta L. Infante 4

5 Cont. Colapso Nebulosa Swan, ondas visibles Ondas infrarrojas Proceso de Formación es rápido Desde el colapso hasta que el H se enciende no pasan más de 10 7 años. Menor para estrellas más masivas. L. Infante 5

6 Pre-Secuencia-Principal (psp) Inicialmente las proto-estrellas son frías (derecho de H-R) Si M 4M Sol al contraerse su T mantiene constante pero su área disminuye L disminuye Si M 4M Sol la T aumenta sin mucho cambio en luminosidad Una estrella con M 7M Sol prácticamente no tiene psp, rápidamente colapsa y quema H en su núcleo. Si M 0.08M Sol no hay suficiente fuerza gravitacional para iniciar fusión de H, enanas cafés o planetas L. Infante 6

7 Secuencia Principal (SP) Estrella nace equilibrio L y T eff ubicación en H-R Secuencia Principal (SP) Características constantes Cuanto tiempo en la SP? Depende de la masa: Mayor masa Mayor Gravedad Mayor Temp. en núcleo. Mayor tasa de reacciones nucleares $ # T 10 Cúmulo joven: Notar regiones HII y zonas donde las estrellas se están formando. Edad cerca de 2 millones de años. ( i. e. T! 2 " $! 1024) L. Infante 7

8 Pleiades y su diagrama H-R Edad del cúmulo 100 millones de años Estrellas masivas han salido de la SP Tiene una nebulosa de reflexión; granos de polvo reflejan eficientemente el azul L. Infante 8

9 Relación Luminosidad-Masa Cálculos teóricos indican, L M 3.5 (L=M 3.5, L sol, M sol ) Observaciones de estrellas binarias indican L M 4 t SP depende de la cantidad de Hidrógeno en el núcleo. Cantidad de H Masa total de la estrella. Tasa de consumo de H Luminosidad t SP M/L M -2.5 Ejemplos: Vida del Sol años M 0.1M Sol t SP /t SP(Sol) =(M/M sol ) t SP 3x10 12 años (todas las estrellas de baja masa están todavía en la SP.) M 10M Sol t SP /t SP(Sol) =(M/M sol ) t SP 30x10 6 años M 50M Sol t SP /t SP(Sol) =(M/M sol ) x10-5 t SP años (cualquier estrella masiva que vemos está muy cerca de su lugar de nacimiento. Estrella tipo O y A, raro encontrarlas aisladas) L. Infante 9

10 Evolución 1 M Qué ocurre cuando se acaba el Hidrógeno en el núcleo? se retira de la S.P. Radiación del centro demora cerca de 1 millón de años en llegar a la superficie. La presión para soportar la gravedad se acaba. La se comprime P y T aumentan hasta 6x10 7 K en una región alrededor del núcleo y se enciende. emite radiación vigorosamente y se expande como un globo T eff disminuye pero R aumenta (L R 2 T 4 ) L aumenta Gigante Roja, T eff 3000K, R 1UA L. Infante 10

11 Gigante Roja El Sol hoy y como gigante roja. En millones de años el diámetro del Sol aumentará y su núcleo se hará más compacto. La energía es generada en una capa de hidrógeno en fusión rodeando un núcleo de Helio. L. Infante 11

12 Evolución Pos - Secuencia Principal Núcleo continua su colapso y su Temperatura aumenta Superficie se enfría un poco e.g. 1M sol T eff >3000 K He empieza a quemarse en el núcleo cuando T 10 8 K Aumenta L enormemente. Se mueve verticalmente. 4 He + 4 He 8 Be 4 He + 8 Be 12 C 4 He + 12 C 16 O alcanza un nuevo equilibrio por 2 x10 9 años L. Infante 12

13 Cont. Equilibrio en el Núcleo, se consume Helio por 2x10 9 años He en núcleo y H en capa. Presión en núcleo hace que la capa se expanda Disminuye P y T en el núcleo Disminuye la generación de energía Disminuye L total se comprime y T eff aumenta He en el núcleo se agota, Secuencia Principal de He acaba se contrae T y P aumentan en el núcleo He empieza a quemarse en capa Ahora tenemos capa de He y H Super Gigante Roja L. Infante 13

14 Evolución Pos-Secuencia Principal L. Infante 14

15 Estructura de una estrella vieja de baja masa L. Infante 15

16 Pos - Secuencia Helio Si M 2M Inestabilidades en las capas de He y H le dan un empuje a las capas exteriores, tenues y delgadas. Gases en expansión, libre de la atracción gravitacional de la estrella Gases están a altas temperaturas, emiten en líneas (Kirchhoff) Núcleo de C y O nunca se enciende Capas de He y H se agotan Enana Blanca (R R tierra, T eff 200,000 K) Enana Blanca con envoltorio de gas en emisión Nebulosa Planetaria La nebulosa lentamente se expande, se enfría y se pierde de la visión Material devuelto al ISM L. Infante 16

17 Nebulosa Planetaria NGC 7293 Nebulosa Helix en Acuario L. Infante 17

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21 Diagrama H-R Cúmulos Abiertos L. Infante 21

22 Cúmulo Globular M55 L. Infante 22

23 Evolución Estrellas Masivas M 25 M Todo ocurre muy rápidamente Hidrógeno deja de consumirse en el núcleo; S.P. se termina, estrella se contrae Hidrógeno se consume en una capa Gigante Roja Núcleo de Helio se contrae hasta que se enciende, S.P. de He Se acaba el Helio en el núcleo; la estrella se contrae nuevamente. Helio se consume en una capa Super Gigante Roja Hasta aquí la evolución de estrellas menos masivas. Cuando T 10 8 K carbono reacciona: 12 C + 12 C 20 Ne + 4 He Fase sumamente rápida, 600 años Carbono se acaba en el núcleo, estrella se contrae. L. Infante 23

24 cont. Carbono se enciende en una capa. En el núcleo T 10 9 K, Oxígeno Azufre Así sigue el proceso cada vez a paso más rápido hasta llegar a un núcleo de Hierro (Fe) a una Temp 3x10 9 K y capas de silicio, oxígeno, neón, carbono, helio e hidrógeno Todo lo anterior ocurre muy rápido, de hecho, desde el carbono hasta el hierro demora menos de 2 años L. Infante 24

25 Estructura de una estrella vieja masiva L. Infante 25

26 Catástrofe del Hierro Por qué la historia termina en el Fe? Recordemos: (E=mc 2 ) H + H + H + H 4 He + energía 4 He + 4 He 12 C + energía etc... Esto se acaba en Fe 56 (26 protones, 30 neutrones), no se puede agregar algo a Fe 56 para obtener energía. La fuente de energía en el núcleo de una estrella super-masiva se acaba cuando su núcleo es de Fe 56. Colapso»Proceso muy rápido, fracciones de segundo»densidades aumentan a kg./m 3, densidades del núcleo.»no se puede aumentar más la densidad»núcleo rígido y capas superiores cayendo, calentandose y encendiendose. L. Infante 26

27 Cont. Ocurren dos cosas:» Las capas exteriores se queman generando grandes cantidades de energía hacia el interior y exterior.» Este material choca ferozmente con el núcleo enviando grandes ondas de choque hacia el interior y exterior. BOOM Este evento se llama SUPERNOVA Es el evento más energético, después del Big Bang, en el Universo Por un instante la luminosidad aumenta un factor 10 8 Material es enviado al ISM enriquecido L. Infante 27

28 Remanentes El final del camino, después de la evolución de una estrella, dependiendo de su masa, esta acabará como: Enana blanca - Estrella de neutrones - Hoyo negro Masa Inicial [M ] Estado final M< 0.01 Planeta 0.01 < M < 0.08 Enana Café 0.08 < M < 0.25 Enana Blanca de Helio 0.25 < M < 8 Enana Blanca de Carbono-Oxígeno 8 < M < 10 Enana Blanca de O-Ne-Mg 10 < M < 40 Supernova-Estrella de neutrones 40 < M Supernova-Hoyo Negro L. Infante 28

29 Propiedades de Estrellas de Neutrones y Enanas Blancas Masa (Masa del Sol=1) Enana Blanca 1.0 (siempre < 1.4) Estrella de Neutrones 1.5 Radio 5000 km. 10 km. Densidad 5 x 10 5 g/cm g/cm 3 L. Infante 29

30 Enana Blanca Materia Degenerada Presión generada por gas electrónico degenerado (cuando ya no queda más energía nuclear). Electrones sólo ocupan ciertos estados permitidos, Principio de Exclusión de Pauli Mecánica Cuántica (Heisenberg) h " x" px!, h = Constante de Plank 2# Electrones en un gas degenerado se mueven pero con muy poca libertad. (Un e - no puede cambiarse de posición hasta que otro e - se retire de esa posición.) Estructura de una Enana Blanca Equilibrio hidrostático debido a la presión de e - degenerados. Presión no depende de la Temperatura, sólo de la densidad. Tamaño depende la masa. (Máxima masa 1.4 M ) Fuente de energía es térmica, radiada por núcleos no degenerados. Esta radiación se propaga a la superficie, se emite, y la estrella se enfría. L. Infante 30

31 Estrellas de Neutrones Descubrimiento en 1932 Dada la tremenda presión los e - son forzados al núcleo. La estrella se convierte en un cuerpo sólo de neutrones. Los neutrones, como los electrones, también obedecen el principio de Pauli. Neutrones degenerados. La estructura es similar a la de las enanas blancas sólo que su densidad es mucho mayor (10 14 a g/cm 3 ) y su radio mucho menor (10 4 km..). Pulsares (Jocelyn Bell, 1967) Estrellas de neutrones rotan rápidamente por conservación de momentum angular. Neutrones decaen en protones y electrones en la superficie, generando grandes campos magnéticos. Electrones acelerados por campos magnéticos emiten radiación sincrotrónica. L. Infante 31

32 Pulsar Estrella de neutrones rotando y magnetizada. Las partículas cargadas ubicadas cerca de los polos magnéticos son aceleradas y generan dos haces de radiación. A medida que la estrella rota estos haces barren el espacio. Si la Tierra está en la dirección del paso de estos haces, veremos el pulsar. L. Infante 32