Evolución estelar: del huevo a las supernovas

Presentación del tema: "Evolución estelar: del huevo a las supernovas"— Transcripción de la presentación:

1 Evolución estelar: del huevo a las supernovas

2 Algunos números MSol = 2 1030 kg MJupiter = 2 1027 kg
MTierra = 6 1024 kg RSol = km TSol = C (superficie) Hay alrededor de 2000 estrellas en una esfera centrada en el Sol y de radio 80 años luz (25 pc)

3 ¿Qué es una estrella? E = m c2
Una estrella es, en una definición sencilla, una esfera de gas, en su mayor parte formada por hidrógeno (H) y helio (He) con un núcleo muy caliente donde se producen las reacciones nucleares de fusión que son el origen de la luminosidad emergente en su superficie. E = m c2 Energía 4 protones 1 núcleo de helio (2 protones + 2 neutrones)

4 La cadena p – p

5 ¿Cómo es una estrella? Fotones Neutrinos Núcleo T  107 C
¡En el Sol un fotón tarda unos años en viajar del núcleo a la fotosfera! Neutrinos Núcleo T  107 C Fotosfera T ~ C

6 La composición de las estrellas
La composición química de la mayoría de las estrellas es muy similar a la del Sol. Las abundancias relativas, para los elementos más significativos son: Masa Átomos Hidrógeno (H) Helio (He) Carbono (C) Nitrógeno (N) Oxígeno (O) Neon (Ne) Silicio (Si) Azufre (S) Hierro (Fe) 70.9% 27.4% 0.29% 0.10% 0.77% 0.12% 0.07% 0.04% 0.16% 91.0% 8.9% 0.03% 0.008% 0.01% 0.003% 0.002%

7 Nidos de estrellas

8 El nacimiento de las estrellas
Energía 4 protones 1 núcleo de helio (2 protones + 2 neutrones) Nubes de hidrógeno y polvo interestelar

9 El nacimiento de las estrellas

10 Una simulación por ordenador
Matthew Bates (Universidad de Exeter) Diámetro inicial de la nube: km

11 Un paseo por Orión...

12 Estrellas muy “jóvenes”

13 Estrellas jóvenes: las Pléyades
Cúmulo estelar joven: años

14 La “secuencia principal”
Es la etapa de la vida de la estrella en la que las reacciones predominantes en el núcleo son 4 H+  He++ + energía El Sol lleva en esta fase años y quema en cada segundo unos 500 millones de toneladas de H Tamaño de la Tierra

15 Propiedades en la secuencia principal
120 MSol RSol T = C 1 MSol RSol T = C 12 MSol RSol T = C 0.7 MSol RSol T = C 2.5 MSol RSol T = C 0.5 MSol RSol T = C 1.5 MSol RSol T = C M < 0.08 MSol límite subestelar Enanas marrones

16 Eyecciones de masa coronales

17 ¿Cómo es la vida de las estrellas?
La vida de la estrella es una batalla de la presión contra la gravedad Presión de radiación Gravedad

18 ¿Qué sucede cuando acaba el H en el núcleo?
La gravedad comienza a dominar Capa de H en ignición Capa de H inerte Estrellas de tipo solar El núcleo se contrae Las capas exteriores se expanden Fase de gigante roja Núcleo de He

19 El núcleo de He hace ignición, produciendo C y O
¿Y más tarde?... El núcleo de He hace ignición, produciendo C y O Capa de H inerte Capa de H en ignición Capa de He en ignición La estrella adquiere una estructura de “cebolla” y diversos fenómenos producen la expansión de la envoltura Núcleo de C y O

20 Nebulosas “planetarias” (¡ojo!)

21 Algunos ejemplos: la nebulosa “Raya”

22 ...y la nebulosa de la “Hormiga”

23 Enanas blancas Masa < 1.44 MSol Densidad  106 - 107 g/cm3
Radio  1 RTierra

24 ¿Qué sucede con las estrellas más masivas?
El núcleo va produciendo elementos más y más pesados Capa de H, He Capa de C, O Capa de O, Mg, Si Núcleo de Fe, Ni, S El hierro es el elemento más estable: la estructura de la estrella colapsa sobre el núcleo

25 Se produce una explosión: supernovas
SN 1054 Nebulosa del Cangrejo

26 Estrellas de neutrones (“púlsares”)
Eje de rotación Haz de radiación 1.44 MSol < Masa < 3 MSol Densidad  g/cm3 Radio  30 km Haz de radiación

27 Un ejemplo cercano: SN 1987A

28 Restos de supernovas

29 ...y agujeros negros

30 ...y agujeros negros (ahora en serio)
Composición artística del agujero negro y de su estrella compañera en el microcuásar GRO J Masa > 8 MSol La materia se halla comprimida en un estado desconocido

31 Un esquema de la evolución estelar
Cortesía de José María Cruz

32 ...y el ciclo de la vida continúa...