Las estrellas CosmoCaixa Verano 2004
Algunos números y unidades MSol = 2 x 1030 kg RSol = 700 000 km TSol = 6000 C (superficie) 1 Unidad Astronómica (UA) = 150 000 000 km 1 Año Luz = 9.46 x 1012 km 1 Parsec (pc) = 3.26 años luz Hay alrededor de 2000 estrellas conocidas en una esfera centrada en el Sol y de radio 80 años luz (25 pc)
Magnitudes y brillos de las estrellas El brillo de las estrellas se mide en magnitudes: Las estrellas más brillantes a simple vista tienen magnitud -1 Las estrellas más débiles a simple vista tienen magnitud 6 A una diferencia de magnitudes de 5 unidades corresponde un cociente de brillos de 100: El brillo de una estrella de magnitud 1.0 es 100 veces mayor que el brillo de una estrella de magnitud 6.0 De la misma forma, el brillo de una estrella de magnitud 10.0 es 100 veces mayor que el de una estrella de magnitud 15.0
...sin embargo hay que hacer un matiz Una estrella puede parecer más brillante que otra sólo por encontrarse más cerca de nosotros: por ejemplo, el Sol es aparentemente más brillante que Sirio, pero intrínsecamente no lo es... Si colocaramos a la misma distancia (por ejemplo 10 pc) unos cuantos objetos conocidos, observariamos lo siguiente: maparente Mabsoluta Sol –26.7 +4.8 Luna llena –12.7 +32.0 Venus –4.3 +29.0 Sirio –1.45 +1.4 Sirio es, por tanto, 23 veces más brillante que el Sol
¿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 1 núcleo de helio (2 protones + 2 neutrones) 4 protones
¿Cómo es una estrella? Fotones Neutrinos Núcleo T 107 C ¡En el Sol un fotón tarda unos 100 000 años en viajar del núcleo a la fotosfera! Neutrinos Núcleo T 107 C Fotosfera T ~ 103 - 104 C
Una rápida mirada al Sol
¿Cómo conocemos las propiedades de las estrellas? Prisma Las líneas espectrales son las huellas dactilares de los elementos químicos Espectro continuo Gas caliente Espectro de emisión El hidrógeno aparece como... Gas frio Espectro de absorción
El espectro electromagnético Optico Rayos Rayos X UV Infrarrojo Radio Longitud de onda Energía
Los colores de las estrellas Betelgeuse 3100 K Rigel 11 000 K Cúmulo M7 Nubes estelares en Sagitario
Otra forma de comprender los colores... Longitud de onda
La composición de las estrellas La composición química de la mayoría de las estrellas es muy similar a la del Sol. Las abundancias relativas, en masa, para los elementos más significativos son: Hidrógeno (H) 73.4% Helio (He) 24.9% Carbono (C) 0.29% Nitrógeno (N) 0.10% Oxígeno (O) 0.77% Neon (Ne) 0.12% Hierro (Fe) 0.16%
El nacimiento de las estrellas Nubes de hidrógeno y polvo interestelar 30 Dor
...otro ejemplo IC 2944 Nubes de gas y polvo interestelar Estrellas nacientes
...y otro más: una simulación por ordenador Cortesía de Matthew Bates (Universidad de Exeter)
Estrellas muy jóvenes
Estrellas jóvenes: las Pléyades Cúmulo estelar joven: 125 000 000 años Remanente del gas interestelar
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 5 000 000 000 años y quema en cada segundo unos 500 millones de toneladas de H Tamaño de la Tierra
Propiedades en la secuencia principal 120 MSol 15 RSol T = 50 000 C 1 MSol 1 RSol T = 6 000 C 12 MSol 8 RSol T = 30 000 C 0.7 MSol 0.7 RSol T = 5000 C 2.5 MSol 2.5 RSol T = 9500 C 0.5 MSol 0.6 RSol T = 3500 C 1.5 MSol 1.5 RSol T = 7000 C M < 0.08 MSol límite subestelar Enanas marrones
Las estrellas son entidades complejas... Las estrellas presentan vientos estelares, eyecciones violentas de partículas, campos magnéticos...
¿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
¿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
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
Nebulosas “planetarias” (¡ojo!)
Algunos ejemplos: la nebulosa “Raya”
...y la nebulosa de la “Hormiga”
Enanas blancas Masa < 1.44 MSol Densidad 106 - 107 g/cm3 Radio 1 RTierra
Estrellas de tipo solar Un esquema global... Estrellas de tipo solar Protoestrella Secuencia principal Secuencia principal 1010 años Gigante roja Gigante roja 109 años Enana blanca Enana blanca
¿Qué sucede con las estrellas más masivas? El núcleo va produciendo elementos más y más pesados Estrellas muy masivas Capa de H, He Secuencia principal Capa de C, O 106 - 107 años Capa de O, Mg, Si Supernova Núcleo de Fe, Ni, S El hierro es el elemento más estable: la estructura de la estrella colapsa sobre el núcleo
...y se produce una explosión: la supernova SN 1054 Nebulosa del Cangrejo
Estrellas de neutrones (“púlsares”) Eje de rotación Haz de radiación 1.44 MSol < Masa < 3 MSol Densidad 1013 - 1015 g/cm3 Radio 30 km Haz de radiación
Un ejemplo cercano: SN 1987A
...y agujeros negros
...y agujeros negros (ahora en serio) Composición artística del agujero negro y de su estrella compañera en el microcuásar GRO J1655-40 Masa > 8 MSol La materia se halla comprimida en un estado desconocido
Agujeros negros y “curvaturas” ¡Orion! Orion Sirio ¡Sirio!
Un esquema de la evolución estelar 0.75 MSol < M* < 5 MSol Gigante roja Nebulosa planetaria Enana blanca M* < 1.4 MSol Secuencia principal Contracción Estrella de neutrones o agujero negro Supergigante Supernova M* > 5 MSol
Generaciones múltiples de estrellas
...y el ciclo de la vida continúa
¿Cómo calcular la distancia a las estrellas? Método de las paralajes Método de las Cefeidas
O B A F G K M