Clase 12 Las estrellas.ppt [Modo de

Estrellas
StreetLights of the Universe
Introducción
• Sólo podemos ver pequeños puntos brillantes aún
con telescopios!
• Muy pocas se encuentran lo suficientemente cerca
para estudiarlas.
Muy, muy lejos...
Si la Tierra fuese un grano de
arena que orbitara a 1 metro
del Sol, la estrella más
cercana estaría a 250 Km
(distancia Concepción Talca)
Sólo podemos ver pequeños
puntos brillantes, aún con los
mejores telescopios...
Sólo algunas pocas están lo suficientemente cerca y son
lo suficientemente grandes como para “conocerlas” y
medirlas desde la Tierra por observación directa.
¿Qué es en realidad una estrella?
Una estrella es una inmensa esfera de gas que emite luz
propia debido a reacciones termonucleares en su
centro.
Aunque tienen mucho en común, No todas las
estrellas son iguales...
Colores
Temperaturas
Tamaños
Composición
Estrellas Amarillas
Estrellas Blancas
Sirius
Enanas, Gigantes y Supergigantes
Según la relación
temperatura luminosidad y
su masa comparada con el
Sol.
¿cómo saber que tan brillantes son “en
realidad”?
Relación entre Radio-Luminosidad y Temperatura
Luminosidad ∝ Radio ⋅ Temperatura
2
• Luminosidad
• Radio Efectivo
• Temperatura
4
Luminosidad y Brillo aparente
Luminosidad
Brillo Aparente ∝
Radio 2
Lo que nosotros vemos de ella
es el “brillo aparente”, este
corresponde a la cantidad de
energía que llega a la Tierra
desde la estrella y depende
lógicamente de la distancia a la
que nos encontremos.
¿Cómo saber que estrellas son más
brillantes?
Escala de
Magnitudes
Las
clasificamos
según su
magnitud
aparente
Este sistema funciona de forma que una estrella de
magnitud 1 es 100 veces más brillante que una de
magnitud 6
Sol: -26.5
Luna: -13
Venus: -4
Sirio: -1.5
Una comparación Justa...
Escala de Magnitud Absoluta
Representa a la Luminosidad de la Estrella (ya que
no depende de la Distancia a la que se encuentre)
¿Cómo sabemos la Temperatura de una
Estrella?
Medimos la radiación que
emite en distintas
longitudes de onda y las
graficamos respecto a su
magnitud (Curva de
Radiación de Cuerpo
Negro)
Cuerpo Negro
Índices de Color
Normalmente
los “colores”
de una estrella
se miden en
distintos
filtros, siendo
los más usados
U, V, B, R e I.
Se definen además Índices de color B-V, I-R que
permiten comparar la magnitud de la estrella entre
estos colores.
Cunas de Estrellas
Las estrellas
están hechas de
Gas, por lo que
necesitamos
grandes
cantidades de él
para formarlas...
Las estrellas nacen a partir de nubes
Cósmicas o Nebulosas...
Nebulosas
Estas
Nebulosas
proporcionan
la materia
prima de la
que se forman
las estrellas …
<= Eagle Nebula
Protoestrellas...
rotoestrellas...
1. Lenta acumulación de gas y polvo.
2. La atracción gravitacional atrae más material.
3. La contracción provoca que la temperatura y la presión
comiencen a subir lentamente.
Los inicios de una estrella...
• Inicio: Frías
• Poca Masa, baja
Temperatura
• Masivas, la temperatura
aumenta
• Si tienen menos de 0.08
Ms, no hay suficiente
fuerza gravitacional
para iniciar la quema
de H
La etapa de contracción de la protoestrella depende de la
masa, pero por lo general es rápida
(unos 10.000.000 de años)
•
Fusión al interior de
una estrella
Al Interior...
La Primera Luz...
● Terminada esta etapa, habrá nacido una nueva estrella
– entra en la etapa de Secuencia Principal (SP), donde es muy
estable y pasa la mayor parte de su vida
– mientras mayor sea su masa, menor será su vida
● una estrella como el Sol vivirá 10 mil millones de años
● una estrella de 15 Ms permanecerá 15 millones de años
● Esta etapa se caracteriza porque en el núcleo las estrellas
queman H
¿qué sucederá cuando se
acabe el H?
• Cuando se acaba el H del
núcleo, la estrella
comienza su evolución
• Comienzan a cambiar las
propiedades físicas de la
estrella (masa, radio,
temperatura,
luminosidad...)
• El combustible pasa a ser
el He y en distinta forma
el H
Evolución Estelar
...La “Vida después de la
Muerte” de una estrella...
Brown Dwarfs o
Superplanetas
0.01 < M <0.08
La presión asociada a su masa les
impide encender las reacciones
Nucleares (10M de grados) que dan
brillo a las estrellas, por lo que son
opacas, sin embargo...
Emiten una luminosidad débil originada en el calor
que generaron durante su formación,
formación, por ello
podemos detectarlas...
Cuando se
enfrían resultan
difíciles de ver
por medios
ópticos...
Luego, sólo
podemos "ver"
las enanas café
que son jóvenes
y aún conservan
calor
Ejemplos de Enanas Cafe
Comparación entre el
Sol, enana café TWA5B y
Jupiter
Joven Enana Café y
planeta extrasolar
W hit e D warfs
0.08 < M < 10
Constituyen el
remanente de una
estrella que ha
finalizado la fusión
en su núcleo.
Las enanas blancas están soportadas por la
presión debida a la degeneración electrónica.
Están
compuestas
principalmente
de Carbono, y
poseen en
promedio, un
radio similar al
de la tierra.
Cuando una estrella llega a ser una Enana
Blanca permanece en este estado sin
evolucionar...
Enanas Blancas
fotografiadas por el
Telescopio Espacial
Hubble
Ubicadas en el
cluster Globular M4,
estas estrellas tienen
aprox. 13 billones de
años....
El Sol una enana Blanca?
Dentro de unos 5.000 millones de años, nuestra estrella,
el Sol, se convertirá en una enana Blanca...
Supernova
10 < M < 40
Son
estrellass
estrella
muy
masivass que
masiva
estallan
estalla
n al
final de su
ciclo de
vida.
La supernova es el horno donde se forman los
elementos pesados (más pesados que el hierro).
Descubiertas en Chile!
La Primera descubierta a simple vista fue SN
1987A,, y esto ocurrió en Chile y Nueva Zelanda en
1987A
forma simultanea.
Estrella de Neutrones
10 < M < 40
Remanentes de una Supernova condensados a
altas presiones hasta la densidad de la
materia nuclear...
Una estrella de
neutrones
puede
imaginarse
como un núcleo
atómico
gigantesco que
se mantiene
unido por su
propia Gravedad
Propiedades de una Estrella de Neutrones
1. Las Estrellas de
Neutrones son
pequeñas, pero muy
masivas => d
2. Rotan muy
rápidamente con
periodos de rotación
de fracciones de
segundos
3. Poseen campos
magnéticos muy
fuertes (de trillones
(1012) de veces el
de la Tierra)
Púlsars
La palabra Púlsar es un acrónimo de "Pulsating Radio
Source", fuente de radio pulsante.
Las pulsares son
estrellas de neutrones
en rotación
Su densidad es tan
grande que, en ellos, la
materia de la medida de
la punta de un lápiz,
tiene una masa de cerca
de 100.000 toneladas.
Mecanismos de Emisión
La rápida rotación de
estas estrellas, las
hace poderosos
generadores eléctricos,
capaces de acelerar las
partículas cargadas
hasta energías de mil
millones de millones de
Voltios.
StarQuakes
Montañas del
Tamaño de
un Alfiler...
Black Holes
40 < M
Un agujero Negro es un
objeto cuyo campo
Gravitacional es tan
intenso, dentro de un
cierto radio, que nada, ni
siquiera la Luz puede
escapar de el.
¿Cómo se forman?
i)
Cuando una estrella es lo suficientemente masiva,
ocurre una etapa en la que colapsa en una estrella
de neutrones.
ii)
La estrella de Neutrones degenera si posee un limite
máximo.
iii) Luego, nada puede evitar el colapso gravitacional de
la estrella: el objeto resultante no emite luz, ni
ningún tipo de materia
Características
Velocidad de Escape...
Radio de Schwarzschild
Es el radio critico de un
objeto, para el cual la
velocidad de escape es la
velocidad de la Luz.
• Espacio se Curva
• Dilatación del Tiempo
Los Relojes cerca del Agujero Negro aparecen más lentos.
Justo en el horizonte de eventos, el reloj se detendría.
(por que?)
Horizonte de Eventos
Agujero Negro en Acción
Mitos y Realidades
• El Agujero Negro mas cercano
a la Tierra es Cygnus X-1, y se
encuentra a una distancia de
8.000 años luz
• Los Agujeros Negros NO
pueden tragarse todo el
Universo, solo aquello que
cruce su Horizonte de
sucesos.
Mitos y Realidades
• Un Agujero Negro puede
tragarse a otro si tiene la
masa suficiente
• El centro del Agujero
Negro es una
singularidad, en este
punto las leyes de la
física no son aplicables
• Un agujero Negro NO
puede observarse
directamente, sin
embargo, podemos ver
sus efectos
Los Agujeros Negros...
...Se evaporan????
Radiación de Hawking
SÍNTESIS