Las Estrellas: Su Vida y Muerte

Transcripción

1 Las Estrellas: Su Vida y Muerte Jane Arthur IRyA, UNAM: Morelia Escuela de Verano en Astrofísica, 2017

2 El Cielo de Noche: Estrellas Inmutables?

3 Medir la luz de las estrellas: Fotometría Mediciones del flujo radiante a través de filtros.

4 Medir la luz de las estrellas: Fotometría Intensidad Relativa T * = 30,000 K T * = 15,000 K Longitud de Onda [nm] Intensidad [unidades arbitrarias] T = 6000 K T = 5000 K 4 T = 4000 K Longitud de Onda [µm] Las estrellas radian como cuerpos negros.

5 Medir la luz de las estrellas: Fotometría Diferencia en magnitudes en 2 filtros se llama COLOR e indica temperatura.

6 Espectroscopía Separar la luz por longitud de onda.

7 Espectroscopía El atmósfera de la estrella absorbe luz formando ĺıneas en el espectro.

8 Espectroscopía Espectro del Sol.

9 Clasificación de Espectros Estelares Tarea fundamental realizada por Annie Jump Cannon. O, B, A, F, G, K, M

10 Posiciones de las Estrellas en el Cielo X, S 1 U.A. 1 U.A. d p Y El fenómeno de paralaje permite encontrar distancias, y por lo tanto luminosidades.

11 Satélites Hipparcos y GAIA

12 Posiciones de las Estrellas en el Cielo. Estrella 2. Estrella 1 CM Se obtienen masas de estrellas en sistemas binarios, usando las leyes de Kepler. m 1 r 1 = m 2 r 2 P 2 = 4π 2 G(m 1 + m 2 ) r 3, m 1 α 1 = m 2 α 2 m 1 + m 2 = 4π2 G (α 1 + α 2 ) 3 d 3 P 2.

13 Diagrama Herzsprung- Russell

14 Hay Estrellas aún más Calientes

15 y más Luminosas

16 Relación Masa-Luminosidad en Secuencia Principal La masa es el parámetro fundamental.

17 Teoría 1920 Arthur Eddington

18 Ideas Básicas de la Estructura Estelar Distribución de masa Equilibrio hidrostático Generación de energía Transporte de energía

19 Ideas Básicas de la Estructura Estelar m(r) = r 0 ρ(r)4πr 2 dr, Equilibrio hidrostático Generación de energía Transporte de energía

20 Ideas Básicas de la Estructura Estelar m(r) = r 0 ρ(r)4πr 2 dr, dp dr = Gmρ r 2, Generación de energía Transporte de energía

21 Ideas Básicas de la Estructura Estelar m(r) = r 0 ρ(r)4πr 2 dr, dp dr = Gmρ r 2, dl dr = 4πr 2 ρɛ, Transporte de energía

22 Ideas Básicas de la Estructura Estelar m(r) = r 0 ρ(r)4πr 2 dr, dp dr = Gmρ r 2, dl dr = 4πr 2 ρɛ, Radiación ó Convección Ecuación de Estado

23 De Qué están hechas las Estrellas? Meghnad Saha (Ecuación 1920) Cecilia Payne (Ph.D. 1925)

24 De Qué están hechas las Estrellas? Ecuación de Saha

25 De Qué están hechas las Estrellas? Análisis de espectros estelares. Relación entre clase espectral (ĺıneas de absorción) y temperaturas. C, O, Si, Fe presentes en las mismas proporciones que en la Tierra. H, He mucho más abundantes. H un millón de veces más abundante - debe ser el elemento más abundante en las estrellas y, por lo tanto, el Universo.

26 QUIZ!!

27 Equilibrio Hidrostático

28 Fuente de Energía Interna

29 Se Convierte Masa en Energı a: E = mc 2

30 Hans Bethe George Gamow Se requiere la MECÁNICA CUÁNTICA

31 Sólo el 20 % se quema El resto transporta la energía hacia la superficie

32 Diagrama Hertzsprung-Russell

33 Secuencia principal Quemado de H en He

34 Secuencia principal M > 1.2M Ciclo CNO T c > K

35 Secuencia principal M < 1.2M Cadena protón-protón T c < K

36 Secuencia principal He acumula en el núcleo

37 (Super)gigante Roja

38 Trazas Evolutivas

39 La estrella se infla: L = σr 2 T 4

40 Fusio n de Helio: E = mc 2 Fred Hoyle

41 Quemado del helio Proceso triple-α T > 10 8 K, ɛ T 40

42 Quemado del helio Proceso triple-α 4 He + 4 He 8 Be 8 Be + 4 He 12 C + γ y C + 4 He 16 O + γ T > 10 8 K, ɛ T 40

43 Quemado del helio C y O acumulan en el núcleo

44 Presión en el núcleo Presión de gas ideal Presión de electrones degenerados Enana blanca Límite de Chandrasekhar 1.44M Subrahmanyan Chandrasekhar

45 Nebulosa Planetaria, M < 8M Capas exteriores expulsados C-O núcleo expuesto

46 Nebulosa Planetaria, M < 8M No hay reacciones nucleares Presión de degeneración de los electrones Enfriamiento paulatino M(enana blanca) < 1.4M

47 Nebulosa Planetaria, M < 8M

48 Diagrama Hertzsprung-Russell

49 Estrellas masivas... y las estrellas masivas, M > 8M? Hay más de 100,000,000,000 estrellas en la Galaxia Aproximadamente 25,000 estrellas con masa M > 20M Solamente 500 estrellas con masa M > 50M Tienen luminosidades muy altas y queman su combustible muy rápido, No viven mucho tiempo.

50 Diagrama Hertzsprung-Russell

51 Quemado del carbono, M > 8M : milenios 12 C + 12 C 24 Mg + γ 23 Mg + n 23 Na + 1 H 20 Ne + 4 He 16 O He T K, ρ kg m 3 O, Mg, Ne acumulan en el núcleo

52 Quemado de Neon: meses 20 Ne + 4 He 24 Mg + γ Fotodesintegración 20 Ne + γ 16 O + 4 He T K, ρ kg m 3 O, Mg acumulan en el núcleo Envolvente ya no puede responder

53 Quemado de Oxígeno: meses 16 O + 16 O 32 S + γ 31 S + n 31 P + 1 H 28 Si + 4 He 24 Mg He T K, ρ kg m 3 Si acumula en el núcleo

54 Quemado de Silicio: semanas 28 Si + 28 Si 56 Ni + γ 56 Ni 56 Co + e + + ν e 56 Co 56 Fe + e + + ν e T K, ρ kg m 3 Fe acumula en el núcleo

55 Supergigante Etapa Tiempo Combustible Ceniza T 10 6 K Hidrógeno 11 M años H He 35.0 Helio 2 M años He C, O 180 Carbono 2000 años C Ne, Mg 810 Neon 0.7 años Ne O, Mg 1600 Oxígeno 2.6 años O, Mg Si, S, 1900 O, Mg Ar, Ca Silicio 18 dias Si, S, Fe, Ni, 3300 Ar, Ca Cr, Ti Hierro 1 seg Fe, Ni, Estrella de 7100 (colapso) Cr, Ti neutrones Evolución de una estrella de 15M

56 Supergigante

57 Supergigante

58 Colapso del núcleo: segundos Fotodesintegración de Fe 56 Fe + γ 13 4 He + 4n Reacción endotérmica Captura de electrones e + p ν e + n

59 Supernova Tipo II acreción material protoestrella de neutrones 10km onda de choque 300km neutrinos energéticos Centro del núcleo se colapsa en 1 segundo Rebota y envia onda de choque Disociación de Fe estanca el choque Reaceleración por calentamiento por neutrinos Energía transferido al envolvente de H, He estalla la supernova

60 QUIZ!!