GALAXIAS  Clasificación debida a Edwin Hubble (1925) Elípticas

Presentación del tema: "GALAXIAS  Clasificación debida a Edwin Hubble (1925) Elípticas"— Transcripción de la presentación:

1 GALAXIAS  Clasificación debida a Edwin Hubble (1925) Elípticas
(tipo E) Espirales (tipo S) Lenticulares (híbridas) Irregulares

2 EL NACIMIENTO DE LAS ESTRELLAS
 Materia interestelar: gas (H y He) y polvo. T ~ 10 k. r ~ 1000 partículas/cm3 Metaestable.  Si pasa un umbral de densidad, la masa gaseosa colapsa hacia su c.m.  Tamaño típico ~ masas solares.  Fragmentación “fractal” de la nube de gas al colapsar. Fragmentos finales de unas 2 masas solares.  De acuerdo con las simulaciones y la observación: las estrellas nacen de partos múltiples.

3 EL NACIMIENTO DE LAS ESTRELLAS II
 Tras la fragmentación, el fragmento es 600 más grande que el Sistema Solar. r ~ part/cm3.  Según se contrae, aumenta T. La nube empieza a hacerse esférica. Se diferencia un núcleo (r ~ un millón part/cm3) y una envoltura.  t = años. Tamaño de la nube ~ 2 veces el Sistema Solar. La envolvente se hace opaca. El núcleo se calienta más.  La T es tan alta que crea una presión interna que estabiliza momentáneamente la estrella. Tamaño ~ diámetro de la órbita de Júpiter.  Contracción-calentamiento-detención-contracción-calentamiento-detención...  T = 2000 k. Las moléculas de H2 se rompen en H atómico. Absorción de E. Contracción hasta un tamaño solar. De nuevo c-c-d-c-c-d...  T = 6000 k. Los átomos de H se ionizan. Nueva contracción.  T = k. El núcleo de la estrella entra en ignición. Nace una estrella.

4 LUZ DE ESTRELLA  ¿Por qué brillan las estrellas? Primeras explicaciones: - Anaxágoras (V a.c.). Es un hierro al rojo vivo. - S. XIX: Reacción química. Pega: tiempos muy breves. (si fuera carbón, ~ años)  ¿Qué otras fuentes de energía había?  gravitación. Idea original de Waterston (1845): bombardeo meteorítico ¡Pero no hay bastantes! Waterston, Hemholtz y Thomson (Lord Kelvin) la mejoran de forma independiente: Nube de gas en contracción gradual.  ~ años  Pega: dura pugna de Kelvin con geólogos y biólogos (Darwin). Necesitan miles de millones de años!!  La pista la trae la radiactividad. Algo pasa en el núcleo.  Sir Arthur Eddington (1920): Helio pesa menos que 4 H. La masa se convierte en energía  fusión nuclear!!

5 REACCIONES DE FUSIÓN  Fusión: gran cantidad de energía a partir de muy poca masa. Alarga la edad del Sol: años. Y le queda para otros años.  Hoyle perfecciona las ideas básicas del modelo de Eddington.  T = 10 millones k. Los protones logran vencer la repulsión eléctrica. Se puede producir la fusión: Cadena P-P

6 REACCIONES DE FUSIÓN II
 Existe una reacción alternativa: Ciclo C-N-O - T > 15 millones - Principal mecanismo para las estrellas más masivas. - Existencia previa del Carbono.  Poco a poco es más abundante el He: envenenamiento por helio.

7 GIGANTES ROJAS Y ENANAS BLANCAS
 Poco a poco es más abundante el He: envenenamiento por helio.  Contracción, aumento de T y nueva fusión del H en una capa.  Si es menor que el Sol, fin del proceso. Fase de gigante roja y creación de una enana blanca.  Si es mayor o igual al Sol, la contracción puede calentar el núcleo hasta T ~ 100 millones k  Fusión del Helio.

8 COMBUSTIBLE DE CENIZAS
 Proceso triple alfa: Proceso análogo: envenenamiento por carbono. Si la masa no es más grande, se repite la historia.

9 COMBUSTIBLE DE CENIZAS II
 Sucesión de ciclos similares según la masa. En las más masivas: Mecanismo de Hoyle Nucleosíntesis estelar, el ppal. motor de evolución química del Universo Cada vez más rápida: Si  Fe en sólo 2 semanas ¿Y qué ocurre después?

10 MANÁ DE ESTRELLAS  Cada etapa estabilizaba la estrella por la diferencia de energía emitida.  El hierro es el elemento MAS ESTABLE!! Su fusión NO LIBERA ENERGÍA.  La nueva contracción calienta el Fe y se fusiona. Pero ABSORBE ENERGÍA.  Estalla en una Supernova  Formación de los elementos más pesados.  si m<1.44 se forma una estrella de neutrones. r = 1015 g/cm3, r = 10 km, periodo ~ ms Intenso campo magnético y radiación Son los púlsares  si m > 1.44 se forma un agujero negro.  El resto de la estrella (capas exteriores y envolvente) se esparce por el medio interestelar y puede originar la formación de nuevas estrellas.

11 CLASIFICACIÓN ESTELAR
 1ª clasificación, Hiparcos, en función del brillo. Magnitudes estelares.  Mejor todavía: luminosidad intrínseca. Da idea de cuánta energía emite la estrella por unidad de tiempo.  Otro buen parámetro es la temperatura. El color de la estrella nos da idea de su temperatura (cuerpo negro). Para tener una idea se usa el índice de color B - V.  Existe una relación entre ambos!! Diagrama de Hertzsprung - Russell. Gigantes rojas Secuencia principal Enanas blancas

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13 EL MEDIO INTERESTELAR  Ocupa el 99% del voluen de la galaxia, aunque su masa es el 20% (sin contar M.O. no bariónica)  Densidad ~ 1 atomo/cm3. El 99% es gas (~75% H, ~25% He y trazas de otros gases) El 1% es hollín y polvo (silicatos, carbono, agua, hierro...) Tipos: - Gas coronal - Regiones HII - Regiones HI - Nubes de moléculas gigantes (regiones de formación estelar)

14 ¿Qué 3 cosas tiene de sorprendente?
EL MISTERIOSO SISTEMA SOLAR ¿Qué 3 cosas tiene de sorprendente?

15 LA FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR
 Descartes: Teoríade los Vortex.  Buffon: Teoría de las Mareas (catastrofista).  Alfven y Arrhenius: Teoría de la acreción.  Kant y Laplace: Teoría Nebular. Problemas con las características del Sistema Solar Los modelos actuales predicen “restos”: Lugar de origen de los cometas.

16 CAZAPLANETAS  Búsqueda de planetas en otras estrellas. Varios métodos: - Observación del movimiento de la estrella. - Estudio de su movimiento por efecto Doppler (el más exitoso). Todos los planetas detectados tienen una gran masa (ej. en HD tiene 11 veces la masa de Júpiter). - Ocultación (también muy exitoso). - Observación directa de la luz dispersada por el planeta. ¡Hasta el momento se han encontrado 74 planetas! Y SE HAN ENCONTRADO SISTEMAS SOLARES EN FORMACIÓN