Clase 019
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Temario • Distancias • Movimientos y tiempos • La Radiación • Los Planetas • Las Estrellas • Las Galaxias • El Universo FIA 0111- Astronomía Fin de la Evolución Remanentes: WD Dante Minniti ( Evolución en el Diagrama HR • Los diagramas de HertzsprungRussell sirven para ilustrar las distintas etapas de evolución de las estrellas. • La evolución de una estrella de baja masa como el Sol es la siguiente: – – – – – – – secuencia principal subgigante gigante roja rama horizontal rama asintótica gigante nebulosa planetaria enana blanca FIA 0111- Astronomia Dante Minniti ( Cuando el Sol sea Gigante • • • • • La estructura de las estrellas enanas de secuencia principal es similar al Sol. Cuando se agota el combustible (H) en el núcleo, se inicia la evolución hacia la rama gigante. La estrella enana crece de tamaño mientras su temperatura superficial disminuye. En esta etapa el Sol se convertirá en una gigante roja, siendo mucho mas fría (T=3.000 grados) y unas 100 veces mas grande, mayor que la órbita de Venus. La estructura de las estrellas gigantes rojas es distinta a la de las enanas: tienen atmósferas muy extendidas y núcleo muy denso que continua acumulando las cenizas de la fusión (He y C). E.g. Betelgeuse, estrella supergigante en la constelación de Orión, cuyo tamaño supera el tamaño de la órbita de Júpiter. Estas estrellas son a menudo inestables, con manchas, pulsaciones, y pérdida de masa. FIA 0111- Astronomia Dante Minniti ( Supergigante Roja Betelgeuse FIA 0111- Astronomia Dante Minniti ( La Rama Horizontal • • • • • Luego la temperatura, presión y densidad del núcleo crecen tanto que se comienza a quemar el He que se iba acumulando en esa región. En el extremo de la rama gigante se produce el flash de He. La fusión de He produce oxígeno. En esta etapa la temperatura de la superficie crece (T > 10000 K), y la estrella está en la rama horizontal, con tamaño 10 veces mas grande que el Sol. Cuando se agota el He en el núcleo, la estrella crece nuevamente como una gigante roja, posicionándose en la rama asintótica gigante, con un tamaño 1000 veces más grande que el Sol. La estrella en la rama asintótica gigante quema H en una capa externa, He en una capa más interna, mientras que las cenizas FIA 0111- Astronomia Centro del cúmulo WCen Dante Minniti ( Estructura Interna Estrella de baja masa como el Sol en distintas etapas de evolución: Secuencia Principal Fusión de H Zona Radiativa Convección Gigante Roja Zona convectiva Fusión de H Cenizas de He Rama Horizontal Zona radiativa Fusión de H Fusión de He Cenizas de CO ¿Cómo muere una estrella? FIA 0111 - Abril 2009 Dante Minniti Nebulosas Planetarias • • • Las atmósferas tan extendidas de las estrellas en la rama asintótica gigantes son inestables, y la estrella comienza a variar de tamaño periódicamente. Las pulsaciones conducen a la expulsión de sus capas externas y se forman las nebulosas planetarias. Las capas son liberadas gentilmente, con velocidades V<100km/s, no son expulsadas explosivamente, El nombre de nebulosa planetaria que acuñaron los antiguos, no quiere decir que tenga planetas. FIA 0111- Astronomia Dante Minniti ( FIA 0111- Astronomia Dante Minniti ( De Nebulosa a Enana • • • • Las nebulosas planetarias sobreviven unos pocos millones de años, antes que el material gaseoso se pierda en el medio interestelar. Nota: 1 km/s = 1 pc en 1 millón de años. Finalmente, el núcleo desnudo que es lo único que queda de la estrella original termina su vida como una enana blanca. Las enanas blancas tienen T=10.000-50.000 grados en su superficie, y tamaño similar a la Tierra (unos 10.000 km de diámetro). Anillo FIA 0111- Astronomia Dante Minniti ( Nebulosas planetarias Reloj de arena FIA 0111- Astronomia Dante Minniti ( Nebulosa planetaria del esquimal Abell 39 FIA 0111- Astronomia Dante Minniti ( Enanas Blancas • • • • • • Las enanas blancas (WD) contienen muy poco combustible (H), ya que todo fue quemado o expulsado en las etapas anteriores de evolución. Se dividen en DA y DB, dependiendo en la presencia de líneas de H en el espectro. La mayoría de las WD tienen la mitad de la masa del Sol, y como su tamaño es similar a la Tierra, implica que son muy densas: sus interiores estan hechos de gas degenerado, soportado por la presión electrónica. A pesar de su alta T>10000K, son débiles porque su tamaño es pequeño. E.g. la WD compañera de SirioA,con un período orbital de 50 años, que a pesar de su cercanía fué muy difícil de detectar. Ahora la WD SirioB se puede ver con el telescopio espacial Chandra: en rayos X es más luminosa que SirioA misma. SirioB tiene T=25000K, M=1.1Mo, R=2RTierra, L=0.04Lo. Las estrellas de baja masa como el Sol (<5 Mo) producen una WD de CO. Las estrellas de masa intermedia (5-10 Mo) producen una WD de ONeMg. Al no producir energía, estas enanas blancas se enfrían y contraen muy despacio, terminando sus vidas apagándose lentamente. FIA 0111- Astronomia Sirio B en rayos X • Dante Minniti ( Enanas Blancas • • Los cúmulos globulares (poblaciones estelares muy viejas) contienen numerosas enanas blancas, aunque son muy difíciles de observar porque son muy débiles. Estas son tan viejas que se contrajeron y enfriaron demasiado, siendo más débiles que las enanas blancas del disco Galáctico en la vecindad Solar. Enanas blancas en M15 FIA 0111- Astronomia Dante Minniti ( WD FIA 0111- Astronomia Dante Minniti ( Enanas Marrones Las estrellas que no tienen masa suficiente para alcanzar Tnuc=106K y quemar hidrógeno se llaman enanas marrones (BD). Las BD tienen menos que el 8% de la masa del Sol, y son enteramente convectivas. Tienen 500K<Tsup<3000K, y tamaños del orden de Rjúpiter son muy débiles, y las primeras se descubrieron hace pocos años. Constituyen el extremo inferior de la secuencia estelar, intermedia entre estrellas y planetas. Sin embargo, los límites entre estrellas, enanas marrones y planetas no están bien definidos. FIA 0111- Astronomia Dante Minniti ( • Los radios de estrellas enanas, enanas marrones y planetas gigantes son similares Sol S M L T J Estados Finales de Evolución M/Mo<0.08 Enana Marrón 0.08<M/Mo<8 Enana blanca 8<M/Mo<40 Estrella de neutrones >40M/Mo Agujero negro . El destino final de evolución de una estrella depende sólo de su masa FIA 0111- Astronomia Dante Minniti ( Estados Finales de Evolución La masa es el parámetro que determina la duración de la vida de las estrellas y su destino final de evolución. M/M M<0.08 Remanente BD 0.08<M<0.3 WD de He 0.3<M<8 WD de CO con M<1.4M 8<M<40 Supernova - NS de >1.4M 40<M Supernova - BH de >3M? Estrellas binarias: laboratorios especiales FIA 0111 - Abril 2009 Dante Minniti Estrellas Binarias Eclipsantes • Existen casos especiales de binarias de contacto en donde hay transferencia de materia entre las estrellas de la binaria cuando las estrellas evolucionan (una estrella se “come” a la otra). FIA 0111- Astronomía Dante Minniti ( Evolución de Binarias • La evolución de las estrellas binarias depende críticamente en el tipo de estrellas formando el par y del grado de contacto entre ellas. Por ejemplo, estrellas muy masivas evolucionan como supernova destruyendo la binaria, y estrellas de masa intermedia muy cercanas entre sí terminan como novae. FIA 0111- Astronomía Dante Minniti ( Evolución de Binarias FIA 0111- Astronomía Dante Minniti ( Evolución de Binarias: Novae • Hay ciertas binarias que contienen una estrella enana fría, que transfiere materia a una enana blanca más masiva. La materia se acumula en un disco formado alrededor de la enana blanca, hasta que las densidades y temperaturas son tan altas que se produce una explosión. Este fenómeno se denomina estrella nova, y es recurrente, repitiéndose cada varios años. FIA 0111- Astronomía Dante Minniti ( 20 Mayo 2002 Nova recurrente V838 Mon (HST) 2 Septiembre 2002 Nova recurrente V838 Mon (HST) 28 Octubre 2002 Nova recurrente V838 Mon (HST) 17 Diciembre 2002 Nova recurrente V838 Mon (HST) 17 Diciembre 2002 Nova recurrente V838 Mon (HST) 17 Diciembre 2002 Nova recurrente V838 Mon (HST)
