Vida y Muerte de las Estrellas

11: La Vida de las Estrellas
Nacimiento
Evolución
Muerte
L. Infante
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Medio Interestelar
•Espacio entre las estrellas
no es vacío.
–Existe un medio (ISM)
–Baja densidad ≈100
átomos/cc
•¿Como sabemos que ISM
existe?
Kirchhoff - Gas a cierta
temp. emite radiación en
líneas
¿Qué líneas?
•Depende de la
composición
•Depende de la Temp.,
Dens. Y fuente de
excitación
L. Infante
Nebulosa Horsehead en Orion
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Cont.
Absorción de Luz
Nubes de gas y polvo
Bloquean la luz de
estrellas distantes.
Nebulosa oscura,
Barnard 86
en Sagitario
L. Infante
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Colapso
•Bolsas de ISM colapsan
para formar estrellas. (Razones
físicas no muy claras; similar a formación del
S .S .)
Preguntas sin respuestas:
–¿Qué gatilla el colapso?
–¿Por qué unas masas y no
otras.
•Estrellas jóvenes son activas.
–Emiten fuertes vientos de
partículas que soplan el gas y
polvo alrededor.
–Calientan el gas y este emite
radiación en líneas.
–Formación es poco
eficiente; queda mucho gas y
L. Infante
polvo suelto
Nebulosa Roseta
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Cont. Colapso
Nebulosa Swan, ondas visibles
Ondas infrarrojas
Proceso de Formación es rápido
•Desde el colapso hasta que el H se enciende no pasan más de
107 años.
• Menor para estrellas más masivas.
L. Infante
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Pre-Secuencia-Principal (pSP)
Inicialmente las proto-estrellas
son frías (derecho de H-R)
–Si M ≤ 4MSol al contraerse su
T mantiene constante pero su
área disminuye ⇒L disminuye
–Si M ≥ 4MSol la T aumenta sin
mucho cambio en luminosidad
–Una estrella con M ≥ 7MSol
prácticamente no tiene pSP,
rápidamente colapsa y quema H
en su núcleo.
–Si M ≤ 0.08MSol no hay
suficiente fuerza gravitacional
para iniciar fusión de H, enanas
cafés o planetas
L. Infante
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Secuencia Principal (SP)
•Estrella nace ⇔ equilibrio
–L y Teff ⇒ ubicación en H-R
⇒ Secuencia Principal (SP) ⇒
Características constantes
•¿Cuanto tiempo en la SP?
Depende de la masa:
Mayor masa
Mayor Gravedad
Mayor Temp. en núcleo.
Mayor tasa de reacciones
nucleares
$ # T 10
(i.e.
T ! 2 " $ !1024)
Cúmulo joven: Notar regiones
HII y zonas donde las estrellas se están formando.
Edad cerca de 2 millones de
años.
L. Infante
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Pleiades y su diagrama H-R
•Edad del cúmulo 100 millones de años
•Estrellas masivas han salido de la SP
•Tiene una nebulosa de reflexión; granos de polvo reflejan
eficientemente el azul
L. Infante
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Relación Luminosidad-Masa
• Cálculos teóricos indican, L∝M3.5 (L=M3.5, Lsol, Msol)
• Observaciones de estrellas binarias indican L ∝M4
• tSP depende de la cantidad de Hidrógeno en el núcleo.
– Cantidad de H ∝ Masa total de la estrella.
– Tasa de consumo de H ∝ Luminosidad
⇒ tSP ∝M/L ∝M-2.5
Ejemplos: Vida del Sol ≈ 1010años
® M ≈ 0.1MSol ⇒ tSP/tSP(Sol)=(M/Msol)-2.5 ≈ 300 ⇒tSP ≈ 3x1012años (todas las
estrellas de baja masa están todavía en la SP.)
® M ≈ 10MSol ⇒ tSP/tSP(Sol)=(M/Msol)-2.5 ≈ 0.003 ⇒tSP ≈ 30x106años
® M ≈ 50MSol ⇒ tSP/tSP(Sol)=(M/Msol)-2.5 ≈ 6x10-5 ⇒tSP ≈ 600.000años
(cualquier estrella masiva que vemos está muy cerca de su lugar de
nacimiento. Estrella tipo O y A, raro encontrarlas aisladas)
L. Infante
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Evolución  1 M
¿Qué ocurre cuando se acaba el Hidrógeno en el
núcleo?
®  se retira de la S.P.
® Radiación del centro demora cerca de 1 millón de años en llegar a
la superficie.
® La presión para soportar la gravedad se acaba.
® La  se comprime
® P y T aumentan hasta ≈ 6x107 K en una región alrededor del
núcleo y se enciende.
  emite radiación vigorosamente y se expande como un globo
 Teff disminuye pero R aumenta (L∝R2T4) ⇒ L aumenta
Gigante Roja, Teff≈3000K, R ≈1UA
L. Infante
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Gigante Roja
El Sol hoy y como gigante
roja.
•
•
En 5.000 millones de años el
diámetro del Sol aumentará
y su núcleo se hará más
compacto.
La energía es generada en
una capa de hidrógeno en
fusión rodeando un núcleo
de Helio.
L. Infante
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Evolución Pos - Secuencia Principal
•Núcleo continua su colapso y su
Temperatura aumenta
•Superficie  se enfría un poco
e.g. 1Msol Teff ≈ 5800 ->3000 K
•He empieza a quemarse en el
núcleo cuando T≈108K
–Aumenta L enormemente.
–Se mueve verticalmente.
4He
+ 4He → 8Be
4He + 8Be → 12C
4He + 12C → 16O
• alcanza un nuevo equilibrio
por ≈ 2 x109años
L. Infante
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Cont.
Equilibrio en el Núcleo, se consume Helio por
2x109años
–He en núcleo y H en capa.
–Presión en núcleo hace que la capa se
expanda
•Disminuye P y T en el núcleo
•Disminuye la generación de energía
•Disminuye L total
– se comprime y Teff aumenta
He en el núcleo se agota, Secuencia Principal
de He acaba
– se contrae
–T y P aumentan en el núcleo
–He empieza a quemarse en capa
Ahora tenemos capa de He y H ⇒
L. Infante
Super Gigante Roja
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Evolución Pos-Secuencia
Principal
L. Infante
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Estructura de una estrella vieja
de baja masa
L. Infante
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Pos - Secuencia Helio
Si M≤2M
•
Inestabilidades en las capas de He y H le dan un empuje a las capas
exteriores, tenues y delgadas.
– Gases en expansión, libre de la atracción gravitacional de la estrella
– Gases están a altas temperaturas, emiten en líneas (Kirchhoff)
⇓
Núcleo de C y O nunca se enciende
⇓
Capas de He y H se agotan
⇓
•
Enana Blanca (R≈Rtierra, Teff ≈200,000 K)
Enana Blanca con envoltorio de gas en emisión ⇒ Nebulosa Planetaria
– La nebulosa lentamente se expande, se enfría y se pierde de la visión
– Material devuelto al ISM
L. Infante
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Nebulosa Planetaria NGC 7293
Nebulosa Helix en Acuario
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Diagrama H-R Cúmulos Abiertos
L. Infante
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Cúmulo Globular
M55
L. Infante
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Evolución Estrellas Masivas
M ≈ 25 M
Todo ocurre muy rápidamente
 Hidrógeno deja de consumirse en el núcleo; S.P. se termina,
estrella se contrae
 Hidrógeno se consume en una capa ⇒ Gigante Roja
 Núcleo de Helio se contrae hasta que se enciende, S.P. de He
 Se acaba el Helio en el núcleo; la estrella se contrae nuevamente.
 Helio se consume en una capa ⇒ Super Gigante Roja
Hasta aquí la evolución de estrellas menos masivas.
 Cuando T≈108K carbono reacciona: 12C + 12C → 20Ne + 4He
–Fase sumamente rápida, ≈ 600 años
 Carbono se acaba en el núcleo, estrella se contrae.
L. Infante
23
cont.
 Carbono se enciende en una capa.
 En el núcleo T≈109K, Oxígeno ⇒ Azufre
⇓
Así sigue el proceso cada vez a paso más rápido hasta
llegar a un núcleo de Hierro (Fe) a una Temp 3x109K
y capas de silicio, oxígeno, neón, carbono, helio e
hidrógeno
Todo lo anterior ocurre muy rápido, de hecho,
desde el carbono hasta el hierro demora menos
de 2 años
L. Infante
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Estructura de una estrella vieja
masiva
L. Infante
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Catástrofe del Hierro
¿Por qué la historia termina en el Fe?
•Recordemos: (E=mc2)
–H + H + H + H → 4He + energía
–4He + 4He → 12C + energía
–etc....
•Esto se acaba en Fe 56 (26 protones, 30 neutrones), no se puede
agregar algo a Fe 56 para obtener energía.
•La fuente de energía en el núcleo de una estrella super-masiva se
acaba cuando su núcleo es de Fe 56.
Colapso
»Proceso muy rápido, fracciones de segundo
»Densidades aumentan a 1017 kg./m3, densidades del núcleo.
»No se puede aumentar más la densidad
»Núcleo rígido y capas superiores cayendo, calentandose y
encendiendose.
L. Infante
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Cont.
Ocurren dos cosas:
» Las capas exteriores se queman generando grandes cantidades de
energía hacia el interior y exterior.
» Este material choca ferozmente con el núcleo enviando grandes
ondas de choque hacia el interior y exterior.
⇓
BOOM
Este evento se llama SUPERNOVA
Es el evento más energético, después del Big Bang, en el Universo
–Por un instante la luminosidad aumenta un factor 108
–Material es enviado al ISM enriquecido
L. Infante
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Remanentes
El final del camino, después de la evolución de una
estrella, dependiendo de su masa, esta acabará como:
Enana blanca - Estrella de neutrones - Hoyo negro
Masa Inicial [M]
Estado final
M< 0.01
0.01 < M < 0.08
0.08 < M < 0.25
0.25 < M < 8
8 < M < 10
10 < M < 40
40 < M
Planeta
Enana Café
Enana Blanca de Helio
Enana Blanca de Carbono-Oxígeno
Enana Blanca de O-Ne-Mg
Supernova-Estrella de neutrones
Supernova-Hoyo Negro
L. Infante
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Propiedades de Estrellas de
Neutrones y Enanas Blancas
Enana Blanca
Estrella de
Neutrones
Masa
1.0
1.5
(Masa del Sol=1) (siempre <1.4)
Radio
5000 km.
10 km.
Densidad
5 x 105 g/cm3
1014 g/cm3
L. Infante
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Enana Blanca
Materia Degenerada
•Presión generada por gas electrónico degenerado (cuando ya no queda más
energía nuclear).
•Electrones sólo ocupan ciertos estados permitidos, Principio de Exclusión de
Pauli
h
•Mecánica Cuántica (Heisenberg)⇒ "x"p x ! , h = Constante de Plank
2#
•Electrones en un gas degenerado se mueven pero con muy poca libertad. (Un
e- no puede cambiarse de posición hasta que otro e- se retire de esa posición.)
Estructura de una Enana Blanca
 Equilibrio hidrostático debido a la presión de e- degenerados.
 Presión no depende de la Temperatura, sólo de la densidad.
 Tamaño depende la masa. (Máxima masa 1.4 M)
 Fuente de energía es térmica, radiada por núcleos no degenerados. Esta
radiación se propaga a la superficie, se emite, y la estrella se enfría.
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Estrellas de Neutrones
•Descubrimiento en 1932
•Dada la tremenda presión los e- son forzados al núcleo.
•La estrella se convierte en un cuerpo sólo de neutrones.
•Los neutrones, como los electrones, también obedecen el principio
de Pauli.
Neutrones degenerados.
La estructura es similar a la de las enanas blancas sólo que su densidad es
mucho mayor (1014 a 1015 g/cm3) y su radio mucho menor (104 km..).
Pulsares (Jocelyn Bell, 1967)
•Estrellas de neutrones rotan rápidamente por conservación de momentum angular.
•Neutrones decaen en protones y electrones en la superficie, generando grandes
campos magnéticos.
•Electrones acelerados por campos magnéticos emiten radiación sincrotrónica.
L. Infante
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Pulsar
Estrella de neutrones rotando
y magnetizada.
Las partículas cargadas ubicadas
cerca de los polos magnéticos son
aceleradas y generan dos haces de
radiación.
A medida que la estrella rota estos
haces barren el espacio. Si la Tierra
está en la dirección del paso de
estos haces, veremos el pulsar.
L. Infante
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