Presentación del tema: ""— Transcripción de la presentación:

318 ESTRELLAS Y EVOLUCIÓN ESTELAR
MÓDULO 3 ESTRELLAS Y EVOLUCIÓN ESTELAR 3.1 EL SOL: Es el objeto más común del universo: una estrella bastante normal pero: veces más cercana que otra estrella más cercana:  Cen a 4.3 años luz (Sol a 8.5 min luz!) Sabemos mucho más del sol que de cualquier otra estrella. Es la única fuente de calor y luz para mantener la vida en la Tierra.

319 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
PARÁMETROS GLOBALES DEL SOL Diámetro aparente ´ (~Luna) Radio (R) km (109 x Tierra) Masa (M ) kg (3.3 x 105 x T.) Densidad media  kg/m (~1/4 x T.) Gravedad superf. g m/s (28 x T.) Vel. de escape (√2GM/R) km/s (55 x T.) Periodo de rotación variable:  30 días (ecuador) (polos) Temperatura superficial K Luminosidad (en luz visible) W INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

320 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
LUMINOSIDAD – Medir energía recibida en cada m2 de la tierra: ≈ 1400 W/ m2 (J/s/m2) encima de atmósfera = constante solar (aunque no fue constante en la historia). ~ 70% penetra en la atmósfera terrestre  para calcular luminosidad total ( = potencia en W) : (1 UA = km = distancia Tierra-Sol) superficie de esfera de r = 1 UA: = 4 (1 UA)2 = m2 L = 4 x 1026 W (luminosidad solar en luz visible) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

321 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
ESTRUCTURA GENERAL no tiene superficie sólida ni líquida es una esfera de gas caliente capa que emite luz (fotósfera) espesor ~500 km (0.1% R) Sol parece tener un “borde” (limbo) definido ESTRUCTURA HACIA EL EXTERIOR: - Cromósfera (~1500 km) - Zona de transición (8500 km) - Corona (millones de km)  viento solar INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

322 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
ESTRUCTURA HACIA EL INTERIOR: Zona de convección ~ km: material (“burbujas”) subiendo y bajando (como en agua o aceite hirviendo) Zona de radiación (r ~ km) : transporte de radiación del núcleo hacia afuera Núcleo (r= km): reacciones nucleares que liberan energía INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

323 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
EL INTERIOR SOLAR  1960: Sol vibra con periodo de P~5 min por ondas de presión en interior del Sol, reflexionadas por la fotósfera. Comparadas con ondas de “sismos” en la tierra (aunque muy diferentes!). “HELIOSISMOLOGÍA”  permiten estudiar el interior solar [NO existe actividad sísmica solar]. INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

324 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
Densidad y temperatura en función del radio centro = 150 x agua en Tierra (~ 20 x fierro en Tierra) fotósfera = kg m-3 (10-4 x aire terrestre a nivel mar) media = 1.4 x agua ≈  (Júpiter) Tcentro ≈ K  Tfotosf = 5780 K INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

325 NUCLEO: desde el inicio de la fusión nuclear:
m(H) cambió de 71 a 34% m(He) cambió de 27 a 64% TRANSPORTE DE ENERGÍA - Interior profundo del sol está completamente ionizado (Temp. alta, colisiones)  transparente para radiación (no se absorbe en transiciones) - Zona de radiación: ionización decrece de 100% a 0%.  ningún fotón del núcleo llega más allá del borde de la zona de radiación - a partir de ahí se transporta energía por convección INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

326 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
Condición para convección: T decrece con altura (radio) el gas caliente sube, el gas frío baja  se crean “células de convección” Transp. por radiación  convección gas no se mueve gas se mueve INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

327 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
Tamaño de célula de convección decrece de ~ km (a km debajo de la fotósfera) a ~1000 km en la base de fotósfera La convección termina en la fotósfera: densidad tan baja  transparente para radiación: los fotones de la fotósfera escapan al espacio exterior EVIDENCIA PARA CONVECCIÓN: - Granulación solar - cada gránulo tiene ∅ ~ 1000 km (~1.3”) que sobreviven ~ 5-10 min INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

328 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
brillantes oscuros se mueven con v ~ 1 km/s hacia fuera (nosotros) dentro Gr. brillante  T mayor Gr. oscuro  T menor (Ley de Stefan), T~500 K Supergranulación: ∅ ~ km INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

329 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
LA ATMÓSFERA SOLAR Estudiando espectro solar miles de líneas de absorción indica composición química del Sol (muy similar al Universo en general) % primordial 76 24 estrictamente aplica sólo para la fotósfera pero se cree que es representativo para todo el sol (excepto para el núcleo) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

330 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
LA CROMÓSFERA Densidad muy baja  emite poco  sólo visible durante eclipse solar; predomina radiación de H (rojo morado) =656.3 nm H Cada pocos minutos se eyectan “espículos” (oscuros=“fríos”) con v ~ 20 … 100 km/s hacia el exterior a alturas de hasta km encima de la fotósfera (suelen ocurrir en bordes de supergránulos); Son relacionados con campos magnéticos fuertes. INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

331 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
ZONA DE TRANSICIÓN Y CORONA visible en eclipse solar (Luna tapa cromósfera ≤ 2 min) su espectro es de emisión (ya que el fondo es el espacio oscuro) T alcanza  106 K  ionización alta,  espectro es diferente al de la fotósfera INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

332 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
Corona es muy tenue (~105 part./cm3 ~10-14 atm. terr.) Corona se calienta por ondas acústicas saliendo de la zona de convección; se convierten en ondas de choque y producen calor a 107 km sobre la fotósfera el gas coronal tiene v > vescape y escapa al exterior causa viento solar (p+,e-, núcleos) con v~ km/s (generalmente absorbido por campo magnético terrestre) causa a veces “tormentas magnéticas” en la Tierra (auroras boreales/australes: e− aceleran en campo B terrestre e ionizan los átomos de la atmósfera  recombinación  luz) el Sol “evapora” ~ 106 ton/s, M~0.1% M en toda la vida solar (5x109 a) Corona emite en radio y rayos X, tanto de origen térmico (libre-libre) y no-termico (sincrotrón) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

333 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
EL SOL EN RAYOS-X Tcorona 106 K  radiación dominante en rayos-X (visible con telescopios de rayos-X en órbita terrestre) Imágenes (sólo alcanzan la parte interior de la corona) muestran “hoyos coronales” (oscuras comparadas con su alrededor) Se cree que son zonas con campo magnético “abierto hacia afuera” (escape de partículas). En zonas más brillantes en rayos-X el campo (“cerrado”) causa arcos más pequeños sobre la fotósfera  la materia no escapa. INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

334 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
EL SOL ACTIVO Luminosidad solar = L “quieta” + L ”activa” ~ constante variable (visible) (no visible: radio, rayos-X) Manchas Solares: tamaño: 3-10 mil km (~Tierra!); hay entre 0 a varios centenares visibles a la vez en la superficie solar. INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

335 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
Manchas tienen “umbral’’ oscuro en el centro (T~4500 K) y “penumbra” (menos oscura) en sus bordes (T~5500 K)  Las manchas solares son más frías que sus alrededores. El movimiento de las manchas solares indica la rotación diferencial del sol: ~25 días en el ecuador (más rápido) pero 30 días en los polos (más lento) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

336 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
MAGNETISMO SOLAR La espectroscopía (efecto Zeeman) indica que en manchas solares existe un campo magnético (B) 1000 veces mayor que en la fotósfera quieta (donde B ~ varias veces BTierra). Los pares de manchas = polos de un imán (pares ocurren ~ en la misma latitud solar) Polo magn. N: B entra en fotósfera Polo magn. S: B sale de fotósfera INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

337 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
Conectados por “arcos” del campo magnético Padrón sistemático debido a rotación diferencial (dentro de un ciclo): Manchas “N” preceden a manchas “S” en hemisferio N. Manchas “S” preceden a manchas “N” en hemisferio S. Manchas ocurren cuando una burbuja caliente “levanta” material (con su campo magnético). Tras 11 años se invierte la polaridad de las manchas ciclo total tiene 22 años INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

338 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
EL CICLO SOLAR La rotación diferencial “enrolla” al campo B (poloidal --> toroidal) Burbujas calientes levantan arcos del campo creando pares de manchas. El padrón subyacente del campo explica la polaridad de las manchas. Arco (anillo) magnético en el limbo solar = protuberancia “reconección magnética” entre manchas solares cerca del ecuador (al final del ciclo solar) invierten la polaridad del campo poloidal. Ciclo de manchas = 11 años; ciclo solar = 22 años (dos polaridades) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

339 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
Las manchas aparecen, desaparecen y se mueven. Las manchas duran entre 1 y 100 días (grupos ~ 50 días) Observaciones durante 4 siglos mostraron ciclo solar de 11 años: - polaridad magnética alterna entre un ciclo y el siguiente - máximo de número de manchas cada 11 años, mínimo: Nm  0 Ciclos solapan: las manchas de nuevo ciclo aparecen (lat. altas) cuando las últimas del ciclo anterior desaparecen (lat. bajas) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

340 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
Irregularidad del período de ciclos solares: años: de 1645 a 1715 (mínimo de Maunder) casi no hubo manchas → causó una “pequeña edad de hielo” en la Tierra (Maunder 1890, en base de datos de Wolf 1856) Correlación: máximo mas fuerte  período más corto No se conocen las razones de estas irregularidades Nmanch = c * (10 g + m) = c * NWolf donde g = número de grupos; m = N(manchas individuales); c = factor de calibración Ciertas regiones de manchas se repiten de un ciclo a otro INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

341 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
REGIONES ACTIVAS Las manchas son fenómenos “modestos”; a veces asociadas a regiones activas, eyectando grandes cantidades de plasma (p+, e-) hacia la corona. Regiones activas son más frecuentes durante el “máximo solar” (máxima cantidad de manchas solares) Resultan en protuberancias (anillos de gas luminoso) con tamaños de ~ km = 10 x Tierra que duran de días hasta semanas INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

342 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
Protuberancias de hasta km son raras (solo en máximo solar) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

343 RÁFAGAS (FULGURACIONES)
ocurren cerca de regiones activas son más violentos (y menos entendidos) que protuberancias T~108 K en su centro tan violentos que los anillos magnéticos se rompen y material escapa a la corona INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

344 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
CAMBIOS EN LA CORONA Corona durante el máximo solar: grande y “perturbado” por penachos (streamers). Eclipse de 1991. Corona durante el mínimo solar Calentamiento de la corona por actividad magnética, protuberancias y ráfagas INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

345 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA
eclipse solar del 29-Mar-2006, (por H. Lüthen, desde Turquía) teleobjetivo 500 mm, f8, camera digital reflex 10 fotos digitales de a 2 seg superpuestos, luz visible, tratamento digital: se subtrae un perfil radial promediado  mejoran contrastes cerca del minimo del ciclo solar: estructura regular; se ve la superficie de la Luna por reflejo de luz terrestre INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

346 EL NÚCLEO DEL SOL Único proceso conocido que puede crear energía solar: Fusión Nuclear: combinación de núcleos ligeros a más pesados. En general: núcleo 1 + núcleo 2  núcleo 3 + energía donde m3 < m1 + m2  Masa decrece y se convierte en energía (E = mc2) Ley de conservación (masa * c2 + energía) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

347 CADENA PROTÓN – PROTÓN (“pp”)
un par de p+ se repelen  para fusionarles hay que acercarlos a m: domina la fuerza nuclear fuerte Requiere v > 300 km/s o T > 107 K (= núcleo solar) p+ + p+  21H + e+ + νe 21H + p+  32 He + γ 32He + 32He  42He + 2p+ 21H = Deuterio; 32He = Helio-3, 42He = partícula α; νe = neutrino del e- ; e+ = positrón; γ = fotón (rayo) gamma neta: 4 p+  42He + 2 e+ + 2 νe + 2 γ proceso “pp” crea el 90 % de la energía del Sol INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

348 LA CADENA PROTÓN - PROTÓN
INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

349 Balance de masas: energía creada
Otro proceso importante: ciclo CNO crea también 42He (partícula ) a partir de protones, pero utiliza núcleos de C, N y O como intermediarios. Balance de masas: energía creada 4 m_protón = x kg; m = x kg mγ es despreciable  m = 4.77 x kg E = m c2 = 4.3 x J por cada x kg Comparar con luminosidad solar L = 3.86 x 1026 W (=J/s) Masa requerida cada segundo = (3.86 x 1026 W / 4.3 x J)(6.7 x kg) = 6 x 1011 kg = 600 millones de toneladas por segundo Muy poco comparado con M  Sol puede producir su luminosidad actual por ~ 1010 años. Su edad actual es de 5 x 109 años, le quedan otros 5 x 109 años INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

350 ¿Cómo sale esta energía?
del núcleo sale como rayos gamma (creados en la fusión); Éstos son absorbidos y reemitidos  espectro de cuerpo negro se translada hacia T menores Energía eventualmente sale de la fotósfera en forma de fotones visibles e infrarrojos (tarda ~100,000 a del núcleo) Otra cantidad de energía (<1% para el Sol) sale como neutrinos (vel ~ c, practicamente no interactúan con nada; escapan del Sol pocos segundos tras ser creados)  son muy difíciles de detectar. INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

351 DETECCIÓN DE NEUTRINOS SOLARES
11,000 tubos con fotomultiplicadores requiere MUCHA masa para que un ν interactúe en horas o días Super Kamiokande (Tokio, Japón) ton. de agua purificada Resultado: llegan ~ 3 veces menos ν de lo esperado (“problema de neutrinos solares”) Solución: los νe producidos en “pp” cambian a un νμ (n de muon) o a un ντ (n de tau) según teoría electrodébil. Requiere mν > 0 y m(νe ) << m(νμ ) << m(ντ) (efecto Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein, MSW) Superkamiokande antes de llenarse con agua purificada INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA