Evolución de las estrellas

Presentación del tema: "Evolución de las estrellas"— Transcripción de la presentación:

1 Evolución de las estrellas

2 secuencia principal enana café supergigante supernova gigante roja
protoestrella secuencia principal supergigante gigante roja nebulosa planetaria enana blanca supernova neutrónica Agujero negro enana café M<=6 MSol M>6 MSol Mnúcleo>2.5 MSol M<0.084 MSol

3 Estrella de la Secuencia Principal
Durante gran parte de la vida de las estrellas existe un balance casi perfecto entre dos fuerzas: la del peso de las capas (gravedad) y la debida a la presión de los gases, producida por la fusión en el centro. En la figura se presenta el caso de una estrella de la Secuencia Principal con la cadena P-P. 4H He Peso Presión

4 El Diagrama de Hertzsprung-Russell
La importancia de la clasificación espectral se debe a que existe una relación directa entre ésta y el brillo (luminosidad o magnitud) de una estrella. Los primeros en encontrar esta relación fueron los astrónomos Ejnar Hertzprung (danés) y Henry Norris Russell (norte americano). H y R se dieron cuenta de que si se grafica la temperatura, el color, o la clasificación espectral en el eje horizontal, y el brillo en el vertical, más del 90% de las estrellas quedan contenidas en una banda diagonal muy estrecha. También observaron que las estrellas gigantes, las super-gigantes y las enanas ocupan regiones muy separadas dentro de este diagrama. El diagrama HR, como se le conoce actualmente, es sumamente útil para estudiar la evolución de las estrellas.

5 L T

6

7 Tamaños relativos entre enanas cafés, estrellas de baja masa, el Sol
y la Tierra

8 Imagen tomada con Gémini, utilizando
                                              LHS 3397a Imagen tomada con Gémini, utilizando óptica adaptiva

9 Evolución estelar H He C+O Ne+Mg+O Si+S Fe

10 Nucleosíntesis:

11 Mientras continúe el proceso de fusión nuclear en el centro de la estrella, ésta seguirá en la Secuencia Principal del diagrama H-R (Hertzsprung-Russell). Eventualmente el combustible nuclear (H2) en el núcleo se agota: es entonces cuando la estrella abandona la Secuencia Principal.

12 Fase posterior a la Secuencia Principal
No se genera energía en el núcleo, sino que “quema” el hidrógeno que hay en las capas. La estrella sale de la SP, empieza a crecer y a volverse cada vez más rojiza (al reducir la temperatura de su superficie). 4H He

13 Gigante Roja C 3He Durante esta etapa la estrella une tres núcleos de helio para producir uno de carbono. Para que pueda ocurrir esto, se requieren temperaturas del orden de 100 millones de grados en el núcleo de la estrella.

14 Durante su fase de gigante roja la estrella brillará 100 veces más de lo que brillaba estando en la Secuencia Principal. Su tamaño será también muchas veces más grande.

15 Comparación de tamaños para Betelgeuse en Orión

16 Evolución en el Diagrama H-R de una estrella de una (1) masa solar

17 Evolución de Estrellas Masivas

18 Tiempo de vida de las estrellas
en función de su masa log10 Vida (Maño) Masa estelar (MSol)

19 Estrellas neutrónicas Estrellas de quarks Hoyos negros
Muerte estelar Enanas blancas Estrellas neutrónicas Estrellas de quarks Hoyos negros

20 supernovas

21 secuencia principal enana café supergigante supernova gigante roja
protoestrella secuencia principal supergigante gigante roja nebulosa planetaria enana blanca supernova neutrónica Agujero negro enana café M<=6 MSol M>6 MSol Mnúcleo>2.5 MSol M<0.084 MSol

22 SN2000E y SN1999el en NGC6951

23 SN2001cm en NGC5965 SN2002bo en NGC3190 en Virgo SN2004bv en NGC6907 (24/5/04).La más brillante de 2004 SN2003gs en NGC936

24 SN2001du (15/9/01) en NGC1365

25 Remanentes de Supernovas

26 Remanente de la Supernova 1987A

27 Tras una explosión de supernova, se forma una enorme nube de restos estelares: un remanente de supernova, que se expandirá por miles de años hasta confundirse con las nubes en el espacio y perder su identidad. Un RSN puede contener: Restos de la estrella que colapsó Una cáscara de material interestelar chocado que se expande Un objeto central compacto (estrella de neutrones o agujero negro) Una nebulosa sincrotrónica alrededor de la estrella de neutrones central (nebulosa de viento de pulsar, NVP) Radiación X difusa de origen térmico en el interior muy caliente y de origen no-térmico en el frente de choque o la nebulosa de viento de pulsar. Emisión óptica, infrarroja y hasta en rayos gama

28 Porque estamos aquí gracias a ellas.
Las supernovas juegan un papel fundamental tanto en la producción como en la diseminación de los elementos. Porque son la herramienta para entender la evolución y destino del Universo. Las supernovas de tipo Ia son valiosos faros standard que nos permiten medir la historia de la expansión cósmica. Porque controlan los cambios químicos del Universo. Las ondas de choque de las supernovas crean y destruyen moléculas.

29 Porque son generadoras del nacimiento de estrellas nuevas.
La muerte violenta de una estrella es uno de los principales mecanismos desencadenantes de la formación de estrellas nuevas. Porque controlan la circulación de materia y energía en las galaxias. Las supernovas son la principal fuente de rayos cósmicos. También comprimen, empujan y hasta desalojan gas interestelar de las galaxias.

30 El Medio Interestelar

31 El Medio Interestelar Es todo aquello que se encuentra en el vasto espacio entre las estrellas. En él se incluyen: gas, polvo, partículas cargadas, campos electromagnéticos, materia obscura, energía obscura, etc. Algunos de las componentes más importantes del M.I. son: Hidrógeno neutro HI Regiones de hidrógeno ionizado HII Nubes moleculares Polvo interestelar M.I. tibio M.I. caliente Líneas interestelares Nebulosas planetarias Remanentes de supernovas Rayos Cósmicos Campos magnéticos El medio intergaláctico

32 El ciclo de materia en la galaxia
Nubes H atómico Nubes moleculares Formación de estrellas Combustión estelar: formación de elementos pesados Ciclo Estrella Gas Supernovas y viento estelar Burbujas calientes

33 El Gas Interestelar El gas está compuesto por átomos, iones (átomos que han perdido o ganado electrones) y moléculas. El 99% de la materia interestelar se encuentra en forma gaseosa. Hay en promedio una partícula de gas por cada cm3 de volumen. Esta densidad de materia es mucho menor que el más alto vacío que haya podido lograrse en nuestro planeta. El elemento más abundante en el universo es el hidrógeno, por lo que dependiendo de la temperatura y densidad de la nube interestelar en que se localice, se encontrará en diferentes formas. A temperaturas y densidades bajas (que son las más comunes), es más probable encontrarlo como hidrógeno neutro, HI. A temperaturas muy bajas se encuentra principalmente formando la molécula de hidrógeno H2. Bajo las condiciones que existen alrededor de estrellas muy calientes (de tipo O, B), es más probable encontrarlo ionizado, HII.

34 HI HII H2 Hidrógeno neutro Hidrógeno ionizado Hidrógeno molecular e P

35 Espectro de una típica nebulosa planetaria, NGC 1501:
Región HII Espectro de una típica nebulosa planetaria, NGC 1501: muchas estrechas líneas de emisión de H, C, O y He.

36 Moléculas interestelares
En los años 1930s los astrofísicos descubrieron que las nubes de gas y polvo interestelares están pobladas no sólo por átomos de elementos simples, sino también por moléculas. A partir de los años 1960s, múltiples observaciones, tanto ópticas como radioastronómicas, permitieron la localización de moléculas interestelares complejas, inorgánicas y orgánicas: agua, amoniaco, formaldehídos, alcohol etílico y otras. Las especies moleculares diferentes determinadas hasta ahora son más de cincuenta y se encuentran concentradas en algunas nubes que rodean estrellas en formación, como la famosa nebulosa de Orión. Su presencia indica una química interestelar relativamente compleja, de la cual hasta hace algunos decenios no se sospechaba su existencia. Parece ser que los granos de polvo interestelar de apenas unas décimas de micra ofrecen a los átomos la posibilidad de unirse para dar vida a las moléculas complejas y, al mismo tiempo, constituyen una especie de escudo protector contra las radiaciones de todo tipo que, de lo contrario, romperían las cadenas moleculares recién formadas.

37 Nubes moleculares Son condensaciones de gas y polvo, frías y densas, que cumplen con las condiciones indispensables para la formación de moléculas. Tienen una temperatura de alrededor de 15 °Kelvin (-258 °C) y masas del orden de 1 millón de masas solares. Las nubes moleculares son las cunas de estrellas. El gas es predominantemente hidrógeno molecular H2, aunque contienen además CO, H2O y moléculas más complejas como alcoholes y formaldehídos. Para comenzar el proceso de formación estelar las agrupaciones más densas colapsan. Las partículas se atraen por la gravedad y se concentran en el centro de las regiones con más material.

38 De lejos, todo esto luce como un Águila
De lejos, todo esto luce como un Águila. Una mirada de más cercana a la Nebulosa del Águila , sin embargo, muestra que la región brillante es en realidad una ventana en el centro de un grande y oscuro caparazón de polvo. A través de esta ventana, un taller bien iluminado aparece, donde todo un racimo abierto de estrellas se está formando. En esta cavidad, altos pilares y glóbulos redondeados de polvo oscuro y gas molecular frío quedan donde las estrellas están todavía en formación. Visibles ya son varias estrellas azul brillante jóvenes, cuya luz y vientos están quemando y empujando de regreso el resto de filamentos y paredes de gas y polvo. La nebulosa de emisión del Águila, designada M16, está a unos 6,500 años luz , abarca unos 20 años luz, y es visible con binoculares en la dirección de la constelación de la Serpiente. La imagen de arriba combina tres colores específicos emitidos y fue tomada con el telescopio de 0,9 metros en Kitt Peak, Arizona, E.E.U.U. M16: Nebulosa del Águila

39 Pilares gaseosos

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42 La gran nebulosa de Orión

43 Nebulosa de la Laguna Créditos & Copyright: Jean-Charles Cuillyre (CFHT), Hawaiian Starlight,CFHT Créditos & Copyright: Jean-Charles Cuillyre (CFHT), Hawaiian Starlight,CFHT Al este de la Nebulosa Laguna se encuentra un campo rico de estrellas en diversidad. Abajo a la izquierda vemos nubes ricas en polvo oscuro que esconden un tramado de estrellas de fondo y sistema de estrellas jóvenes todavía en formación. Las nubes oscuras incluyen a LDN 227 a la izquierda y IC 1275 a la derecha, con una estrella brillante cercana. A la derecha arriba hay nubes ricas en gas caliente luminiscente , incluyendo parte de la nebulosa de emisión NGC 6559</Anebulosa de reflexión proveniente de un grupo de estrellas masivas azules . El complejo NGC 6559 que vemos arriba ocupa unos 3 años luz y tiene una historia común con la Nebulosa de la Laguna . El complejo yace a unos 5000 años luz en la constelación de Sagitario .

44 Polvo Interestelar Está compuesto por granos sólidos microscópicos que contienen un gran número de átomos. Aproximadamente el 1% de la materia interestelar está compuesta de polvo. El polvo juega un papel muy importante en la formación de moléculas y en el enfriamiento que se requiere para que pueda ocurrir la formación estelar. El tamaño típico de un grano de polvo es de media micra (una micra o micrómetro es igual a la milésima parte de un milímetro), que corresponde a la longitud de onda de la luz. Por esta razón el polvo la absorbe (extingue la luz), impidiendo su paso en el espectro visible. Sin embargo, la energía absorbida es emitida en el infrarrojo. Las partículas de polvo más comunes son: silicatos, grafitos, hielos y partículas de hierro. Un grano típicamente contiene entre un centenar y un millón de átomos.

45 Distribución de Polvo en la Vía Láctea
Imagen en el lejano infrarrojo (satélite IRAS). El blanco y los colores más claros corresponden al polvo. Las bandas negras no tienen significado astronómico.

46 Nebulosa Cabeza de Caballo, en Orión.

47 Glóbulos de Bok Visible Objeto Herbig-Haro 46/47 Infrarrojo Bart Bok
Holanda 1906 E.U.A. 1983 Visible Objeto Herbig-Haro 46/ Infrarrojo

48 La nube obscura B68 en diferentes longitudes de onda

49 Glóbulo Obscuro en IC 1396

50 Glóbulo Obscuro en IC 1396

51 Flujo contenido en HH 46/47

52                                                                                                                                                     HH46/47 NASA's Spitzer Space Telescope has lifted the cosmic veil to see an otherwise hidden newborn star, while detecting the presence of water and carbon dioxide ices, as well as organic molecules. Using near-infrared light, Spitzer pierces through an optically dark cloud to detect the embedded outflow in an object called HH 46/47. Herbig-Haro (HH) objects are bright, nebulous regions of gas and dust that are usually buried within dark dust clouds. They are formed when supersonic gas ejected from a forming protostar, or embryonic star, interacts with the surrounding interstellar medium. These young stars are often detected only in the infrared. HH 46/47 is a striking example of a low mass protostar ejecting a jet and creating a bipolar, or two-sided, outflow. The central protostar lies inside a dark cloud (known as a 'Bok globule') which is illuminated by the nearby Gum Nebula. Located at a distance of 1140 light-years and found in the constellation Vela, the protostar is hidden from view in the visible-light image (inset). With Spitzer, the star and its dazzling jets of molecular gas appear with clarity. The Spitzer image (inset) was obtained with the infrared array camera. Emission at 3.6 microns is shown as blue, emission from 4.5 and 5.8 microns has been combined as green, and 8.0 micron emission is depicted as red. The 8-micron channel of the camera is sensitive to emission from polycyclic aromatic hydrocarbons. These organic molecules, comprised of carbon and hydrogen, are excited by the surrounding radiation field and become luminescent, accounting for the reddish cloud. Note that the boundary layer of the 8-micron mission corresponds to the lower right edge of the dark cloud in the visible-light picture. The primary image shows a spectrum obtained with Spitzer's infrared spectrograph instrument, stretching from wavelengths of 5.5 microns to 20 microns. Spectra are graphical representations of a celestial object's unique blend of light. Characteristic patterns, or fingerprints, within the spectra allow astronomers to identify the object's chemical composition. The broad depression in the center of the spectrum signifies the presence of silicates, which are chemically similar to beach sand. The depth of the silicate absorption feature indicates that the dusty cocoon surrounding the embedded protostar star is extremely thick. Other absorption dips are produced by water ice (blue) and carbon dioxide ice (green). The fact that water and carbon dioxide appear in solid form suggests that the material immediately surrounding the protostar is cold. In addition, the Spitzer spectrum includes the chemical signatures of methane (red) and methyl alcohol (orange).

53 Glóbulos de Bok en IC 2944

54 RCW 38: Región de formación de estrellas cerca de los restos de la supernova de
Vela, a unos 5,500 años luz de nosotros.

55 Las Pléyades: Las siete hermanas envueltas en su nebulosa de reflexión.