• Las estrellas son configuraciones gaseosas, cuyas propiedades vienen gobernadas por las leyes de un gas ideal. • Dichas leyes se derivan de la Teoría Cinética de los Gases, bajo las suposiciones: 1. El gas consiste de un gran número de moléculas en movimiento aleatorio que obedecen las leyes de Newton. 2. El volumen de las moléculas es despreciable frente al ocupado por el gas. 3. No hay fuerzas que actúen sobre las moléculas, excepto durante colisiones elásticas de duración despreciable Curso 2003-2004 UAM Estructura estelar Ángeles Díaz Beltrán 1 • Las estrellas se forman a partir de nubes de gas y colapsan debido a su propia gravedad. • Durante el colapso, la energía potencial de los átomos de hidrógeno, se transforma en energía cinética que calienta el centro de la estrella. • Al aumentar la temperatura, aumenta la presión que, finalmente, consigue detener el colapso. • La estructura de la estrella viene determinada por cinco relaciones o conceptos físicos: 1. 2. 3. 4. 5. El equilibrio hidrostático. El equilibro térmico La opacidad del material La producción de energía El transporte de la energía Si despreciamos los efectos de rotación y campos magnéticos ⇒ las únicas fuerzas que actúan sobre un elemento de masa son: Presión – P – y gravedad – g - CONFIGURACIÓN ESFÉRICA Curso 2003-2004 UAM Estructura estelar Ángeles Díaz Beltrán 2 ECUACIONES DE ESTRUCTURA FÍSICA La forma más general de las ecuaciones de continuidad y conservación de momento son las ecuaciones hidrodinámicas ρ dv = −∇P − ρ ∇φ dt ∂ρ + ∇ ⋅ (ρ v ) = 0 ∂t ∇ 2φ = 4π Gρ donde • v ≡ velocidad del fluido • ρ ≡ densidad • P ≡ presión • φ ≡ potencial gravitatorio ∂ d = + v ⋅∇ dt ∂t En simetría esférica: ∂vr ∂v 1 ∂P ∂φ + vr r = − − ∂t ∂r ρ ∂r ∂r ( ) ∂ρ 1 ∂ ρ r 2 vr + 2 =0 ∂t r ∂r 1 ∂ 2 ∂φ r = 4π Gρ 2 r ∂r ∂r Curso 2003-2004 UAM Estructura estelar Ángeles Díaz Beltrán 3 DISTRIBUCIÓN DE MASA: ECUACIÓN DE CONTINUIDAD dm m + dm r + dr r m M(r,t) ≡ Mr dMr = 4π r2 ρ dr + (- 4π r2 ρ v dt) ② ① Variación de Mr debida a la variación de r a t constante Curso 2003-2004 UAM Flujo de masa fuera de la esfera de radio r constante, debido a una velocidad radial v hacia afuera en t Estructura estelar Ángeles Díaz Beltrán 4 ∂M r = 4π r 2 ρ ∂r ①⇒ ②⇒ ∂M r = − 4π r 2 ρ v ∂t A partir de ① y ②, usando : ∂ ∂M r ∂ ∂M r = ∂t ∂r ∂r ∂t ∂ ∂M r ∂ ∂ρ 4π r 2 ρ = 4π r 2 = ∂t ∂r ∂t ∂t ( ) ∂ ∂M r ∂ ∂ρ ∂v − 4π r 2 ρv = −4π 2rρv + r 2 v + r2ρ = ∂r ∂t ∂r ∂r ∂r ( Se obtiene : ) ( 1 ∂ ρ r 2v ∂ρ =− 2 ∂t ∂r r ) Ecuación de continuidad ∂ρ = − ∇ ⋅ (ρ v ) ∂t Curso 2003-2004 UAM Estructura estelar Ángeles Díaz Beltrán 5 Si adoptamos una representación LAGRANGIANA en lugar de EULERIANA, podemos tomar Mr como coordena. Entonces la coordenada espacial de un determinado elemento de masa no depende de t. Mrr varía entre 0 en el centro de la estrella y M (masa total de la estrella), en su superficie. Esta formulación puede resultar muy útil cuando se estudian configuraciones en expansión o contracción, en las cuales varía el radio de la estrella, pero no su masa. Transformación entre coordenadas ∂ ∂ ∂r ∂ 1 = ⋅ = ⋅ ∂M r ∂r ∂M r 4π r 2 ρ ∂r CAMPO GRAVITATORIO La aceleración gravitatoria a distancia r desde el centro de la estrella es: g= ∂φ GM r = 2 ∂r r solución de la ecuación de Poisson y r GM r dr + cte 2 r 0 φ=∫ Curso 2003-2004 UAM Estructura estelar Ángeles Díaz Beltrán [φ (r → ∞ ) = 0] 6 CONSERVACIÓN DEL MOMENTO ECUACIÓN DEL EQUILIBRIO HIDROSTÁTICO ∂P − ∂r -gρ Pe Pi En la mayor parte de las estrellas no se observan cambios apreciables ⇒la materia estelar no está acelerada. Este equilibrio mecánico en la estrellase denomina equilibrio hidrostático e implica que ninguna de las variables físicas (macroscópicas) de la estrella cambia rápidamente en el tiempo. En estrellas sin rotación y sin campos magnéticos : ∂P ∂P GM − gρ = 0 ⇒ =− 2 r ρ ∂r ∂r r ∂P GM r Usando la masa como coordenada : =− ∂M r 4π r 4 − Si P=P(ρ), las dos ecuaciones de continuidad y equilibrio hidrostático bastan para determinar la estructura de la estrella. Estos modelos se llaman polítropos. Curso 2003-2004 UAM Estructura estelar Ángeles Díaz Beltrán 7 DESVIACIONES DEL EQUILIBRIO HIDROSTÁTICO ESCALA TEMPORAL DINÄMICA En la ecuación de equilibrio hidrostático se palntea la igualdad entre las dos principales fuerzas que actúan sobre un elemento de masa de la estrella: gravedad y gradiente de la presión ∂P GM =− 2 r ρ ∂r r Imaginemos que el soporte debido a la presión desapareciera. Las capas superficiales de la estrella colapsarían con una GM velocidad comparable a la velocidad de escape v2 ≈ R La escala dinámica de tiempo es por tanto t din R R3 1 ≈ ≈ ≈ v GM [G < ρ >]1/ 2 donde <ρ> es una densidad característica promedio. • Para el Sol • Para una gigante roja • Para una enana blanca Curso 2003-2004 UAM Estructura estelar Ángeles Díaz Beltrán tdin ≅ 27 min tdin ≅ 14 días tdin ≅ 4.5 s 8 TEOREMA DEL VIRIAL Para una estrella en equilibrio: Multiplicando por ∂P GM =− 2 r ρ ∂r r 4 V (r ) dr = π r 2 dr 3 GM r 4 VdP = − π r 2 ρ dr r 3 y, usando la acuación de continuidad, VdP = − 1 GM r dM r 3 r Integrando sobre toda la estrella ∫ VdP = − Ahora: ∫ VdP = PV y GM r ∫ r dM r = Ω R 0 1 GM r dM r ∫ r 3 − ∫ PdV Tomando P=0 en la superficie de la estrella (r=R,) resulta: 3∫ PdV + Ω = 0 Curso 2003-2004 UAM Estructura estelar Ángeles Díaz Beltrán 9 Utilizando la ecuación de estado para un gas ideal (el caso más frecuente): PV = T, donde es la constante de los gases. En este caso, la ecuación de estado se escribe: P = (γ − 1) ρ donde es la energía interna por unidad de masa Entonces: ∫ PdV = ∫ (γ − 1)ρ dV y, para el caso de γ constante, 0 = Ω + 3(γ − 1) U Curso 2003-2004 UAM Estructura estelar Ángeles Díaz Beltrán 10 APLICACIONES DEL TEOREMA DEL VIRIAL ESTIMACIÓN DE LA TEMPERATURA INTERNA DE LA ESTRELLA Para un gas ideal monoatómico, con γ = 5/3 : 3 MN A U ≅ kT 2 µ GM 2 Ω≅− R y Para una composición química estándar, µ = 0.6 y M T ≈ 5 × 106 M R R −1 K Consecuencias • T>> Te ⇒ Existe un gradiente de temperatura en el interior estelar • La mayor parte de la estrella está altamente ionizada. • La temperatura central es suficientemente elevada para que se den reacciones nucleares. Curso 2003-2004 UAM Estructura estelar Ángeles Díaz Beltrán 11 ENERGÍA TOTAL DE LA ESTRELLA La energía total de la estrella es : De acuerdo al Teorema del virial: E =U + Ω 0 = Ω + 3(γ − 1) U E = U − 3 (γ − 1)U = − (3γ − U )U = 3γ − 4 Ω 3(γ − 1) Consecuencias • Como Ω < 0, E < 0 si γ > 4/3. Por lo tanto, una estrella con γ = 5/3 es una configuración ligada. • Para la presión de radiación Pr = (1/3) a T4 y la energía por unidad de volumen es: a T4 y P = (γ - 1) ur con γ = 4/3. Por tanto, a medida que la radiación cobra importancia, la estrella se vuelve menos ligada gravitatoriamente. • Contracción gravitatoria. La estrella radia energía al medio interestelar más frío. A medida que lo hace, ∆E < 0 ➾ ∆Ω < 0 y ∆U > 0. Es decir, en ausencia de fuentes de energía diferentes de la contracción gravitatoria, a medida que la estrella radia, se contrae y se calienta. Curso 2003-2004 UAM Estructura estelar Ángeles Díaz Beltrán 12 Por consideraciones de conservación de energía: dE L+ =0 dt ⇒ L=− 3γ − 4 dΩ 3γ − 3 dt A medida que la estrella radia, su energía gravitatoria disminuye (se hace más negativa) y, además, la estrella se calienta. En en caso de un gas ideal completamente ionizado (γ=5/3), la mitad de la energía liberada en la contracción se radia al exterior y una cantidad igual a ésta se almacena como energía interna de la estrella. ESCALA TEMPORAL DE KELVIN-HELMHOLTZ La escala de tiempo característica para la liberación de energía gravitatoria se puede calcular a partir de de la cantidad de energía gravitatoria disponible y la luminosidad de la estrella: Ω=∫ R 0 M GM GM r GM 2 2 r dM r = q ρ 4π r dr = ∫ 0 r r R Donde q es un número del orden de la unidad. Curso 2003-2004 UAM Estructura estelar Ángeles Díaz Beltrán 13 El tiempo de Kelvin-Helmoholtz es por tanto tK −H GM 2 = RL Esta escala temporal también se llama escala térmica. Nos da una idea de cuanto tiempo puede la estrella seguir emitiendo energía a un ritmo constante, sin fuentes internas de energía. Curso 2003-2004 UAM Estructura estelar Ángeles Díaz Beltrán 14