Las estrellas (I) Nebulosas Nubes Moleculares

Las estrellas (I)
• Extensiones de gas y polvo de decenas
de años luz y mayor densidad que la
media.
Nebulosas
Nubes Moleculares
• Se clasifican en muchos tipos según su
composición, condiciones de temperatura,
presión.
• Nubes moleculares, regiones HII,
planetarias, Herbig – Haro, remanentes de
SN…
• Estos tipos suelen estar mezclados.
• Grandes extensiones (50 -100 años luz)
de gas (principalmente H2) y polvo.
• La densidad de moléculas es alta, unas
103 – 104 moléculas/cm3.
• En ellas tiene lugar el nacimiento de las
estrellas.
• La nube es inestable gravitatoriamente y colapsa.
• Distintos nucleos empiezan a colapsar por separado (fragmentación).
• Consecuencia → la estrellas no nacen solas, nacen en grupos (cúmulos).
• Disminuye V, aumentan T y P, y se inician reacciones nucleares: tenemos
una protoestrella.
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• Las regiones HII son zonas de Hidrógeno ionizado
rodeando estrellas jóvenes y muy calientes que
ionizan el entorno.
Nebulosas de la Laguna (M8) y Trífida (M20)
Regiones HII en la galaxia del remolino (M51)
Cúmulos abiertos o galácticos
• Las estrellas nacen de nubes moleculares
formando cúmulos.
• Grupos con varios cientos de estrellas
jóvenes (población I, metalicidad alta).
• Situados en el plano de la galaxia.
• Con la rotación galáctica el cúmulo se
deshace al cabo de millones de años.
Cúmulo abierto M36
Cúmulo de las Pléyades (M45)
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Evolución Estelar
• Cuando la estrella se estabiliza entra en la
etapa más larga de su vida: la Secuencia
Principal.
• Las altas temperaturas del núcleo (hasta 50
millones de grados) ocasionan reacciones
nucleares de fusión que mantienen el motor
estelar en marcha.
• LaEl tipo espectral de una estrella, es un parámetro
que hace referencia a la temperatura de su atmósfera
(y por lo tanto a su color).
• M (3.000 K)
• G (5.500 K)
• A (9.000 K)
• O (35.000 K)
(Aldebarán)
(Sol)
(Vega)
(ξ Puppis)
T (k)
• K (4.000 K)
• F (7.000 K)
• B (15.000 K)
(Arturo)
(Altair)
(Rigel)
• H+H → He + Energía (diferentes cadenas
según el tipo de estrella)
Un recordatorio… ¿qué es la luz?
• La clase de luminosidad es otro parámetro que se
refiere al tamaño de las estrellas.
• La luz está formada por unos
paquetitos minúsculos llamados fotones.
• Ia: Supergigantes muy luminosas (µ Cephei, 25 Mo, 1.450 Ro)
• Ib: Supergigantes menos luminosas (Deneb, 25 Mo, 250 Ro).
• II: Gigantes luminosas (Polaris, 6 Mo, 30 Ro).
• III: Gigantes normales (Fomalhaut, 3 Mo, 10 Ro).
• IV: Subgigantes (Procyon, 1,5 Mo, 2 Ro).
• V: Enanas (Sol).
• VI: Subenanas (ε Eridani, 0,8 Mo, 0,8 Ro).
• D: Enanas blancas (Sirio B, 0,6 Mo, 0,02 Ro).
• Todos los cuerpos emiten radiación (energía, ¡fotones!),
siguiendo un patrón que depende de la temperatura a la que
esté ese cuerpo.
• Los seres humanos, a 37 C, tenemos nuestra máxima
emisión en el infrarrojo.
Espectro electromagnético
• Las estrellas también son cuerpos que emiten a una
temperatura determinada (la de su superficie).
• El máximo de emisión de las estrellas se encuentra en la
región del visible, pero también presentan emisión en
infrarrojo, ultravioleta y otras zonas del espectro.
• Las estrellas más frías (T de la superficie de unos 3000
grados, como Betelgeuse), tienen el máximo justo en el rojo, y
por eso se ven rojizas. Las más calientes (30.000 grados,
como Rigel) tienen el máximo en el azul, y por eso se ven
azuladas.
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En Astrofísica, para estudiar cualquier objeto celeste (estrellas,
galaxias, nebulosas, objetos del Sistema Solar…), analizamos
su luz descomponiéndola. Para ello usamos un
espectroscopio, y obtenemos el espectro del objeto.
• Si descomponemos la luz del Sol, por ejemplo, obtenemos
el espectro solar. Aquí tenemos la parte del espectro solar
correspondiente al visible:
λ
• Aparecen una rayas negras sobreimpuestas justo en
ciertas longitudes de onda… las conocemos como líneas
de absorción. ¿A qué se deben estas líneas?
• Si el Sol fuera un radiador perfecto con una temperatura
superficial de 5700 grados, sin más, presentaría un
espectro contínuo como este:
• Pero realmente el Sol es una esfera de Hidrógeno, Helio,
Oxígeno, Calcio, Sodio, Hierro, etc, etc…
• Por un momento tenemos que cambiar de escala y mirar
hacia lo más pequeño…
• Pensad por un momento en todos los átomos de Hidrógeno
presentes en la atmósfera del Sol…
• Son capaces de absorver casi todos los fotones procedentes
del interior del Sol de ciertas longitudes de onda (justo las que
permiten al electron saltar de un nivel a otro), evitando que
esos fotones nos lleguen a nosotros y provocando las líneas
de absorción (huecos negros) en su espectro.
• Intuitivamente podemos pensar en un átomo como si fuera
un sistema solar en miniatura.
• Así sería el átomo de Hidrógeno: un protón (núcleo) y un
electrón (corteza), que puede estar orbitando a más o
menos distancia, en diferentes niveles, según lo excitado
que esté ese átomo.
• El átomo de
Hidrógeno puede
absorver fotones
justo de la energía
tal que impulsen al
electrón a órbitas
más alejadas. Así
el átomo se excita.
Y viceversa…
• Estudiando las líneas del espectro de un cuerpo celeste
podemos saber muchas cosas:
– En primer lugar los elementos químicos presentes (por
la posición de las líneas) y sus abundancias.
– En segundo lugar, la temperatura a la que está el
objeto (cada elemento presente produce diferentes
líneas en función de la temperatura a la que se
encuentre). Así sabemos el tipo espectral de las
estrellas.
– Por el ancho de las líneas podemos saber la clase de
luminosidad de las estrellas
λ
Espectro de una estrella tipo O
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• Los átomos que tienen electrones en estados excitados
(niveles altos) tienden expontaneamente a pasar a estados
de menor energía, es decir, con los electrones en niveles
inferiores.
• Líneas de emisión típicas de las nebulosas y sus colores
típicos rojizo (emisión del H) y verdoso (emisión del O).
• Cuando un átomo salta a
un nivel inferior, pierde
energía emitiendo un
fotón. Esto ocurre
precisamente en las
nebulosas. En ellas no se
ven espectros de
absorción (líneas
negras), sino espectros
de emisión (líneas
brillantes)
Línea de emisión Halfa del Hidrógeno, por eso las
nebulosas suelen ser rojas ! Es la misma que
aparece como negra en las estrellas (absorción)
• Si la estrella es muy masiva (gigante azul),
entonces T en el núcleo es muy alta y acaba
el H muy rápido, está en la SP unos pocos
millones de años.
• Si la estrella es enana, T en el núcleo es
baja y consume el H más pausadamente.
Está en la SP miles de millones de años.
• Cuando acaba el H del núcleo la estrella
abandona la Secuencia Principal y entra en
la “madurez”.
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