Durante su etapa de juventud y madurez, las estrellas consumen el Hidrógeno del que disponen en su núcleo y almacenan el Helio que obtienen como residuo. Recordemos que a este período de la vida de una estrella lo llamamos la Secuencia Principal, y que las estrellas menos masivas (enanas) viven mucho más: T más baja, completamente convectivas ) Veremos qué le ocurre a las estrellas una vez han consumido ese Hidrógeno. Lo que hagan depende de su masa inicial. Evolución para masa baja (1 M ) Cuando acaba el H del núcleo se contrae, T en el núcleo y comienzan reacciones en el núcleo de He que formó. Gigante Roja vs Sol Diámetro = 1 U.A. (Arturo, Aldebarán ) La fusión del Helio origina como residuo Carbono, Oxígeno, Nitrógeno... (elementos cada vez más pesados). Recordatorio: los EQ se forman en las estrellas!!! A la vez las capas exteriores se expanden. La estrella está en la fase de Gigante Roja (se vuelve más luminosa y rojiza). El proceso de expansión de las capas exteriores continúa, originando una nebulosa planetaria. El núcleo, ya sin fusión del Helio, queda al descubierto y es lo que conocemos como una enana blanca. Nebulosas planetarias Cadáver (estrella degenerada) de C, del tamaño de la Tierra y densidad de unos 1.000 kg por cm 3. Las enanas blancas son en un comienzo muy calientes y poco luminosas. Con los millones de años se enfrían y se vuelven oscuras e indetectables (materia oscura?). Líneas de emisión intensas de Oxígeno ionizado 1
Abell 39 Se enriquece el medio interestelar con elementos creados en el interior de las estrellas: diferentes poblaciones estelares y diferentes evoluciones Evolución para masas altas Cuando se acaba el H fusiona el He para dar C y N. Cuando acaba el He empieza a fusionar el C y el N, sintetizando elementos cada vez más pesados. Al mismo tiempo, la atmósfera estelar se expande varias U.A s. Es la fase de Supergigante Roja. Betelgeuse La estrella se encuentra con un núcleo de Fe que ya no puede fusionar. La temperatura del núcleo produce fotodesintegración y neutronización. El núcleo colapsa a un objeto supercompacto y las capas exteriores son barridas por viento de neutrinos (pueden llegar a rebotar en el núcleo compacto). Es una explosión de Supernova de tipo II. Se sintetizan elementos pesados y se enriquece el MI. El brillo de la explosión puede igualar al de toda una galaxia. 2
Supernova en NGC 4526 En nuestra galaxia hemos visto unas 8 supernovas en los últimos dos milenios. Ocurrirán más que no podemos observar al tener lugar en posiciones de la galaxia ocultas a nuestros ojos. Ahora bien, por su alto brillo, todos los años observamos un buen número de supernovas en galaxias distantes. Supernovas históricas: SN 1006 Registros de observadores asiáticos, europeos y árabes del año 1006. Constelación de Lupus. Llegó a alcanzar magnitud aparente -7. Tipo II. Se corresponde con la radiofuente PKS 1459 41, situada a unos 7.200 años luz. Supernovas en la Galaxia del Remolino (M51) Supernovas históricas: SN 1054 Registros de observadores asiáticos y árabes del año 1054. Constelación de Tauro. Llegó a alcanzar magnitud aparente -3 / -5. Tipo II. Supernovas históricas: SN 1181 Registros de observadores chinos y japoneses del año 1181. Situada en Casiopea, alcanzó magnitud -1. Tipo II. Se corresponde con el Remanente del Cangrejo (M1), situado a unos 6.000 años luz. Se corresponde con el púlsar 3C 58. 3
Supernovas históricas: SN 1572 (de Tycho) Se observó en el año 1572 en la constelación de Casiopea. Llegó a alcanzar magnitud aparente -4. Tipo I. Su remanente se sitúa a unos 7.500 años luz. Supernovas históricas: SN 1604 (de Kepler) Se observó en el año 1604 en la constelación de Ofiuco. Llegó a alcanzar magnitud aparente -2,5. Tipo I. Su remanente se sitúa a unos 20.000 años luz. Última supernova observada en la Vía Láctea. SN 1987 A fue la última gran supernova observada. Se observó en el año 1987 en la Gran Nube de Magallanes (constelación de la Dorada), a unos 170.000 años luz del Sol. Alcanzó magnitud aparente 3. Tipo II. Distinguimos entre los diferentes tipos de supernovas por su curva de luz (máxima luminosidad y perfil). También por las líneas que observamos en el espectro. Una de las expresiones más importantes de la Astronomía relaciona el brillo aparente de las estrellas (m) con su luminosidad intrínseca (M) y la distancia a la que se encuentran (d): m M = - 5 + (5 x log d) Por ejemplo, Vega es una estrella de m = 0 y M = 0 58. Determinados esos dos datos puedo despejar d, y obtener d=7 65 parsecs (25 años luz) 4
Los astrónomos, cuando vemos una Supernova en una galaxia lejana podemos trazar su curva de luz con magnitudes aparentes. Pero también sabemos cómo es la curva de luz teórica de una supernova en términos de su brillo absoluto (M máximo = -19) Entonces, experimentalmente, solapando la gráfica teórica (M) con la experimental (m), podemos saber la correspondencia entre m y M, y de ahí deducir la distancia a la que está la supernova i.e. la galaxia que la alberga. En 1990 se observó SN 1990 n, en la galaxia NGC 4639, situada a 24 Mpc (78 millones de años luz) en Virgo En 1994 se observó la Supernova de tipo I SN 1994 ae, en la galaxia NGC 3370, situada a unos 30 Mpc (98 millones de años luz) en Leo El núcleo de Fe sobre el que se derrumba la estrella se convierte en una estrella de neutrones. - y + se combinan para formar neutrones, que pueden compactarse mucho. La estrella de neutrones tiene la masa de todo el núcleo de Fe (1M ) y el tamaño de una ciudad. Su densidad es de 1.000 toneladas por cm 3. Giran varias veces por segundo, son los púlsares. Tienen potentes campos magnéticos que los hacen muy brillantes en radio. Cada vez que el haz enfoca a la Tierra (si lo hace) se detecta el púlsar. Son los faros de la galaxia. El primero detectado, el del remanente de SN M1, PSR0531+121, se confundió con señales inteligentes. Rota 30 veces por segundo. Pocas estrellas que terminen sus días como púlsares tienen planetas, aún así, algunas los tienen. Si el planeta resiste la explosión de Supernova, seguirá orbitando en torno al púlsar y su presencia puede ser detectada fácilmente (animación). Lo dicho anteriormente es válido si la masa de la estrella es < 8 M. Es así ya que las capas interiores de la estrella de neutrones aguantan el peso de las exteriores. Pero este mecanismo tiene un límite Si la masa del núcleo de Fe era muy grande, la estrella de neutrones no se sostiene, colapsa y da lugar a un Agujero Negro Estelar. 5
Disco de acrección emisión de rayos X Cygnus X-1 se encuentra a unos 6000 años luz en la dirección de la constelación del Cisne. La estrella principal es de la octava magnitud y se observa con prismáticos. 6