u.1.

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ANTARES - Módulo 3 - Unidad 1 - Programa de Nuevas Tecnologías - MEC
Unidad didáctica 1:
Evolución estelar
Nebulosa de la Laguna
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1.1. Nacimiento y juventud de las estrellas
●
Nubes interestelares
●
Protoestrella
●
Traza de Hayashi
●
Secuencia principal de edad cero
Nubes interestelares
El proceso de formación de una estrella se puede resumir de la forma
siguiente: se inicia en el interior de una nube fría de polvo y gas interestelar
que empieza a colapsarse bajo la acción de su gravedad (su propio peso). La
nube se fragmenta y la contracción calienta los fragmentos hasta que
eventualmente el centro se hace lo suficientemente caliente para que las
reacciones nucleares se inicien. En este punto la contracción se detiene y ha
nacido una estrella.
Las grandes nubes moleculares son los lugares de formación de estrellas
¿cuales son las condiciones para que ocurra el colapso ?. La temperatura de
la nube debe ser pequeña para que los átomos y moléculas que constituyen
estas nubes, se muevan lentamente y permitan a las partes más densas de la
nube contraerse bajo la acción de su propia gravedad (peso) formando unos
coágulos o fragmentos más pequeños que darán lugar a las nuevas estrellas.
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Figura 3-1-1: Fotografía de la Nebulosa de Orión donde tiene lugar la formación de
estrellas.
La primera fase en el proceso de formación de una estrella es una gran nube
interestelar de decenas de parsecs (1014 - 1015 km) de diámetro, con una
temperatura de 10 a 100 K y una masa de miles de veces la masa del Sol en
forma de gas atómico y molecular (Figura 3-1-1). Esta nube se hace inestable
y eventualmente se fragmenta en nubes más pequeñas. El colapso inicial
ocurre porque partes de la nube se hacen inestables gravitacionalmente,
quizás ayudadas por factores externos como pueden ser ondas de presión
producidas por estrellas de tipo O y B cercanas o explosiones de supernovas.
Una vez que se inicia el colapso, la teoría sugiere, que una consecuencia
natural es la fragmentación en nubes más pequeñas mientras continúen las
inestabilidades gravitacionales en el gas. Una nube típica puede romperse en
diez, cien y hasta miles de fragmentos cada uno de los cuales sigue el
comportamiento de la nube parental y continua contrayéndose cada vez más
rápido. Este proceso dura unos pocos millones de años.
De esta forma, una nube interestelar puede producir muchas estrellas al
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mismo tiempo, incluso un cúmulo con cientos de estrellas cada una de ellas
comparable o más pequeña que el Sol. Hay poca evidencia de que las
estrellas nazcan aisladas, la mayoría se originan como miembros de sistemas
múltiples o de cúmulos.
Un fragmento destinado a formar una estrella similar al Sol contiene entre 1 y
2 masas solares, con un tamaño de unas 100 veces el tamaño del sistema
solar. Aunque ha disminuido substancialmente su tamaño por la contracción,
la temperatura no es muy diferente de la que tenia la nube parental. Esto es
debido a que el gas emite constantemente grandes cantidades de energía al
exterior. La materia de los fragmentos es tan transparente que los fotones
creados dentro escapan fácilmente sin ser absorbidos de nuevo por la nube.
Así toda la energía cedida en el colapso escapa y no produce un aumento de
la temperatura. El gas en esta fase se encuentra a unos 100 K.
Como los fragmentos continúan contrayéndose, eventualmente se hacen más
densos y la radiación empieza a no poder escapar fácilmente. La radiación
atrapada hace que la temperatura suba, y aumente la presión y la
fragmentación cesa. Varias decenas de miles de años después de que empezó
a contraerse, un fragmento típico tiene la forma de una esfera gaseosa con un
diámetro aproximadamente como él de nuestro sistema solar. La región más
interior del fragmento se ha hecho opaca a su propia radiación y ha empezado
a calentarse, la temperatura central alcanza los 10 000 K. Sin embargo la
temperatura en la periferia del fragmento no ha aumentado mucho, ya que la
densidad aumenta mucho más rápidamente en el núcleo de los fragmentos
que en la periferia.
Protoestrella
La región central opaca y densa se conoce como una protoestrella, su masa
aumenta conforma más materia cae de la zona exterior y su radio continua
disminuyendo porque su presión no es suficiente para soportar el empuje de
la gravedad. Ahora se puede distinguir una superficie en la protoestrella, su
fotosfera.
Conforme evoluciona la protoestrella va disminuyendo de tamaño,
aumentando su densidad y su temperatura en el centro y en la fotosfera.
Ahora las propiedades físicas de la protoestrella pueden representarse en el
diagrama H-R. Conociendo el radio y la temperatura superficial de la
protoestrella se puede calcular su luminosidad. Esta puede ser del orden de
varios miles de veces la luminosidad solar, porque aunque su temperatura
superficial sea pequeña, del orden de la mitad de la solar, su tamaño es
mucho mayor, unas cien veces el solar. Como todavía no han empezado las
reacciones nucleares, esta luminosidad se debe a la energía gravitacional
cedida en la contracción.
Traza de Hayashi
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Figura 3-1-2: La traza de Hayashi corresponde a la disminución de luminosidad
numearada de 4 a 6. En 7 la protoestrella llega a la secuencia principal y es ya una
estrella.
La protoestrella aparecerá en el diagrama H-R por la derecha (por el lado rojo
o frío), como continua contrayéndose se mueve en este diagrama hacia abajo
(hacia luminosidades menores) y ligeramente hacia la izquierda (hacia
temperaturas mayores). Este camino recorrido en el diagrama H-R (traza
evolutiva) se denomina la traza de Hayashi (Figura 3-1-2). Las protoestrellas
en esta fase muestran una violenta actividad superficial, por ejemplo, intensos
vientos protoestelares mucho más densos que el viento solar. Las estrellas T
Tauri se encuentran en esta fase y son su evidencia observacional, realmente
son protoestrellas en la traza de Hayashi a pesar de llamarlas estrellas.
Al final de la traza de Hayashi la protoestrella tiene aproximadamente 1 masa
solar, un radio de unos 1 000 000 km y la contracción ha aumentado la
temperatura hasta 107 K, suficiente para iniciar las reacciones nucleares. En el
centro de la estrella los núcleos de hidrógeno empiezan a fusionarse para dar
núcleos de helio, y una estrella ha nacido. Durante aproximadamente los 30
millones de años siguientes la estrella se contrae un poco más aumentando
su densidad central y su temperatura alcanza los 15 millones de grados
mientras que en la superficie es de unos 6 000 K. Finalmente la estrella
alcanza la secuencia principal en la posición en que se encuentra el Sol. La
presión ahora equilibra a la gravedad y la energía nuclear generada en el
núcleo es la emitida por la superficie de la estrella.
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Toda la fase evolutiva anterior a la secuencia principal, que se acaba de
describir, tiene una duración de 40 a 50 millones de años, que aunque es
mucho tiempo es menos del 1% de la vida del Sol en la secuencia principal
que dura del orden de10 mil millones de años.
Figura 3-1-3: Trazas evolutivas presecuencia principal para estrellas con diferentes
masas. La línea de trazos muestra el estado evolutivo alcanzado después del número de
años transcurridos.
Los fragmentos más masivos dentro de la nube interestelar tienden a producir
protoestrellas más masivas y en consecuencia estrellas más masivas. El
comportamiento de estos fragmentos masivos es similar al descrito
anteriormente pero las densidades, radios y temperaturas alcanzados son
diferentes, así como la traza evolutiva seguida, que en algunos casos difiere
considerablemente. En la Figura 3-1-3 se dan las trazas evolutivas
presecuencia principal para objetos de diferentes masas.
Los fragmentos de la nube que formaran estrellas masivas se acercan a la
secuencia principal a lo largo de trazas más altas en el diagrama H-R, es decir
con luminosidades y temperaturas mayores.
El tiempo requerido para que una nube interestelar llegue ser una estrella de
la secuencia principal depende de la masa. Los grandes fragmentos de nube
se contraen en estrellas en sólo un millón de años. El caso opuesto son los
objetos con masa menor que el Sol, aquellos fragmentos de nube que darán
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lugar a las estrellas poco masivas que son más pequeñas y más frías que el
Sol. Una estrella típica de tipo espectral M tarda mil millones de años en su
fase presecuencia principal, unas 20 veces más que el Sol.
Secuencia principal de edad cero
La secuencia principal del diagrama H-R, donde las propiedades estelares
adquieren valores estables y se producen fusiones nucleares durante un
extenso periodo de tiempo, recibe el nombre de secuencia principal de edad
cero. Es importante señalar que la secuencia principal no es una traza
evolutiva, las estrellas no evolucionan a lo largo de ella. Es una parada en el
diagrama H-R donde las estrellas pasan la mayor parte de su vida, las poco
masivas en la parte baja y las muy masivas en la parte alta.
Sí las nubes de gas interestelar estuviesen compuestas por los mismos
elementos químicos y en la misma cantidad, la masa sería el único factor que
determinase la posición de una estrella en el diagrama H-R al nacer, y la
secuencia principal de edad cero sería una línea bien definida en lugar de una
banda ancha. Sin embargo, la composición química de las estrellas afecta a
su estructura (debido a cambios en la opacidad de las capas más exteriores) y
esto influye en los valores de la luminosidad y temperatura en la secuencia
principal.
La composición química de las estrellas viene dada por su abundancia de
hidrógeno, helio y metales (en Astrofísica consideramos metales a todos los
elementos más pesados que el helio). La abundancia de los metales aumenta
en las sucesivas generaciones estelares ya que conforme las estrellas
evolucionan y envejecen, como veremos más adelante, pierden parte de su
masa que contiene los elementos químicos que ella misma ha creado, por
reacciones nucleares, y la ceden al medio interestelar que así se enriquece en
metales, las nuevas generaciones de estrellas, nacidas en este medio más
rico, contienen una abundancia mayor de elementos pesados.
Las estrella con elementos más pesados tienden a ser más frías y ligeramente
menos luminosas que las estrellas que tienen la misma masa pero pocos
elementos pesados (deficientes en metales). Como resultado de estas
diferencias en composición entre las estrellas, la secuencia principal de edad
cero es una banda ancha en lugar de una línea estrecha.
Algunos fragmentos de nube son demasiado pequeños para llegar a ser
estrellas, el planeta gigante Júpiter es un ejemplo de ello. Júpiter se contrajo
bajo la acción de la gravedad y la energía producida todavía es detectable,
pero su masa no fue suficiente para que la gravedad la calentase hasta la
temperatura necesaria para la fusión nuclear. Se estabilizó por el calor
generado y la rotación antes de empezar a fusionar el hidrógeno. Júpiter
nunca evolucionó más allá del estado de protoestrella. Sí Júpiter, o cualquier
otro de los planetas jovianos, hubiese continuado acumulando gas de la
nebulosa solar hubiese podido llegar a estrella.
Los fragmentos de gas interestelar poco masivos carecen de la masa
necesaria para iniciar las reacciones nucleares, continuaran enfriándose y
haciéndose compactos y oscuros. La masa mínima necesaria para generar las
temperaturas de fusión nuclear es alrededor de 0.08 masas solares. Un gran
número de objetos similares a Júpiter deben estar repartidos en el Universo,
objetos pequeños, débiles y fríos muy difíciles de observar, reciben el nombre
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de "enanas marrones". Pueden ser planetas asociados a estrellas o
fragmentos de nubes interestelares alejados de cualquier estrella.
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1.2. Evolución para estrellas poco masivas
●
Gigantes rojas
●
El Flash de Helio
La secuencia principal del diagrama H-R es el estado evolutivo (en él que pasa
la mayor parte de su vida una estrella) que dura más tiempo en la vida de una
estrella. Una vez que una estrella abandona la secuencia principal sus días
están contados, es el principio del fin de cualquier estrella.
El Sol, por ejemplo, ha permanecido en la secuencia principal durante 4 500
millones de años y todavía le quedan otros 4 500 millones de años. Las
estrellas enanas de tipo espectral M queman su combustible tan lentamente
que ninguna de ellas ha abandonado todavía la secuencia principal, algunas
de ellas permanecen durante billones de años. Las estrellas más masivas de
tipos espectrales O y B evolucionan fuera de la secuencia principal en sólo
unos pocos millones de años.
Los estados finales de la evolución estelar dependen críticamente de la masa
de la estrella, las estrellas poco masivas mueren tranquilamente mientras que
las más masivas lo hacen de una forma catastrófica. Por ello vamos a dividir
la evolución en dos partes: estrellas poco masivas y estrellas masivas, estas
últimas serán aquellas que tengan 8 o más masas solares. Empezaremos por
considerar la evolución de una estrella como el Sol.
Como se dijo en el capitulo anterior, la gravedad siempre está presente
cuando existe materia y un objeto astronómico sólo deja de colapsarse bajo
su propio peso cuando lo contrarresta otro fenómeno. En el caso de las
estrellas la presión del gas debida a la alta temperatura del centro es capaz de
contrarrestar a la gravedad. Pero más pronto o más tarde la gravedad
terminará por ganar.
En la secuencia principal la estrella permanece en equilibrio, la gravedad se
equilibra con la presión del gas y su combustible, hidrógeno, se fusiona en
helio (más tarde veremos las reacciones nucleares que ocurren en esta fusión
del hidrógeno). El contenido de helio va aumentando en el centro de la estrella
donde las temperaturas son más altas y la fusión es más rápida y conforme va
pasando el tiempo ocurren cambios de poca importancia, la estrella se hace
un poco más brillante y se calienta ligeramente en su superficie. Como
resultado, se mueve lentamente hacia arriba y hacia la izquierda respecto a su
posición original en el diagrama H-R. El Sol cuando nació hace unos 4 500
millones de años, era ligeramente más pequeño y frío.
Las fases fascinantes de la evolución estelar comienzan cuando la
abundancia de hidrógeno en el núcleo disminuye en aproximadamente el 1%,
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es decir, el hidrógeno se ha agotado en el centro y la fusión se desplaza a
capas más exteriores del núcleo. En el centro un núcleo de helio inerte
empieza a crecer, mientras la fusión del hidrógeno continua fusionándose en
las capas más exteriores del núcleo, la falta de fusión nuclear en el centro
conduce a una situación inestable. La presión del gas se debilita pero la
fuerza de la gravedad no. La temperatura del centro es del orden de 107 K que
no es suficiente para producir la fusión del helio y generar energía, en
consecuencia, otra vez se hacen dominantes las fuerzas gravitacionales
produciendo la contracción del núcleo de la estrella. Curiosamente la
luminosidad no disminuye ya que la energía gravitacional cedida en la
contracción se utiliza en aumentar la temperatura del núcleo de forma que el
hidrógeno, que queda en una envoltura alrededor del núcleo de helio, se
fusiona más rápidamente que antes. Esta fase se conoce como capa fuente de
fusión de hidrógeno, esta capa genera ahora mucha energía la presión
gaseosa aumenta forzando a las capas intermedias y sobre todo a las más
exteriores a expandirse. Al aumentar de tamaño la estrella disminuye su
temperatura superficial haciéndose más roja, la estrella se ha transformado en
una gigante roja. El tiempo transcurrido desde la secuencia principal hasta las
primeras fases de gigante roja es de unos 100 millones de años.
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ANTARES - Módulo 3 - Unidad 1-02- Programa de Nuevas tecnologías - MEC Figura 3-1-4:Trazas evolutivas posteriores a la secuencia prinicipal, corresponden a la
región de las subgigantes y gigantes rojas. Para las estrellas masivas donde se produce
el giro hacia la izquierda y hacia abajo es cuando se inicia la fusión del helio en el
núcleo. Para las estrellas menos masivas el asterisco indica donde ocurre el flash de
helio.
En la Figura 3-1-4 podemos ver los cambios en el diagrama H-R, la traza
evolutiva seguida por la estrella desde que abandona la secuencia principal y
pasa por la región de las subgigantes para llegar a gigante roja.
En el Sol durante los próximos 4 500 millones de años, mientras consume el
hidrógeno que le queda en el centro, los cambios se acelerarán. Al final del
periodo el Sol será un 25% más grande y dos veces más brillante que lo fue al
nacer. Entonces ya no habrá vida en la Tierra, el disco aparente del Sol llegará
hasta la órbita de Venus y la temperatura en la superficie terrestre será la de
fusión del plomo. En contraste su núcleo de helio será sorprendentemente
pequeño, dos veces más grande que la Tierra.
Gigantes rojas
La contracción del núcleo y la expansión de las capas exteriores no continua
indefinidamente y al cabo de unos pocos de cientos de millones de años, para
una estrella como el Sol, el helio empieza a fusionarse en el núcleo. La
temperatura ha alcanzado los cien millones de grados (108 K) y los núcleos de
helio pueden fusionarse para dar núcleos de carbono, otro periodo de
fusiones nucleares en el centro de la estrella se ha iniciado. Los núcleos de
helio reciben tradicionalmente el nombre de partículas alfa, y como en esta
reacción de fusión se necesitan tres núcleos de helio para formar uno de
carbono, la reacción se denomina el proceso triple alfa.
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Figura 3-1-5. Trazas evolutivas para estrellas poco masivas, después de ascender por la
rama gigante asintótica se desplaza hacia la izquierda apareciendo como una Nebulosa
planetaria y después se convertirá en una enana blanca.
Cuando han consumido el helio en su núcleo, empieza a fusionarse en una
capa alrededor del carbono inerte. El núcleo de la estrella de nuevo se contrae
y por segunda vez sus capas exteriores se expanden, se hace más brillante y
asciende, en el diagrama H-R, por la llamada rama gigante asintótica que es
paralela a la rama gigante original. Estas estrellas con dos capas fuentes de
energía (una de hidrógeno y otra de helio) se mueven, pues, hacia arriba y
hacia la derecha en el diagrama y sus superficies son muy frías, tipo espectral
M8, pero los objetos muy luminosos debido a su gran tamaño ( Figura 3-1-5).
El Flash de Helio
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Para las estrellas muy poco masivas (3 o menos masas solares) hay una
complicación en el inicio del proceso de fusión del helio. El núcleo de estas
estrellas alcanza densidades muy grandes y el gas constituyente alcanza un
nuevo estado, se dice que el gas se degenera, cuyas propiedades se rigen por
las leyes de la mecánica cuántica. Hemos dicho que en el centro de las
estrellas hay núcleos de hidrógeno (protones), núcleos de helio (partículas
alfa) que son los que participan en las reacciones nucleares generando
energía y constituyen casi toda la masa de la estrella. Sin embargo, las
estrellas tienen otro constituyente importante una gran cantidad de electrones
que han sido arrancados de los átomos debido a la alta temperatura del
interior estelar. Estos electrones juegan un papel importante en ciertas fases
evolutivas.
El principio de exclusión de Pauli (W. Pauli fue uno de los padres de la Física
cuántica) prohibe que los electrones se encuentren demasiado juntos en el
núcleo, es como si cada electrón defendiese su territorio de los otros
electrones ejerciendo una repulsión entre ellos que da lugar a una presión,
esto ocurre a grandes densidades y se dice que los electrones se degeneran y
la presión asociada se llama presión de un gas degenerado de electrones y no
tienen nada que ver con la presión térmica de un gas debida a la temperatura
de la estrella.
En una estrella normal, el aumento de temperatura producido por el inicio de
la fusión del helio conduce a un aumento de la presión térmica del gas, que le
hace expandirse y enfriarse reduciendo el número de reacciones nucleares y
restableciendo el equilibrio, se dice que es una reacción en régimen
controlado. En estrellas muy poco masivas, el gas se encuentra en estado
degenerado y la presión de degeneración es independiente de la temperatura
sólo depende de la densidad, cuando se inicia la fusión de helio y aumenta la
temperatura no hay el correspondiente aumento de presión, el gas no se
expande ni se enfría y el núcleo no se estabiliza. La presión de degeneración
permanece más o menos igual mientras que el número de reacciones
nucleares aumenta y la temperatura aumenta tan rápidamente que da lugar a
una explosión llamada el flash de helio. La reacción se produce en régimen
explosivo, por un periodo de unas pocas horas la fusión del helio es como
una bomba incontrolada. A pesar de su brevedad este periodo de fusión
incontrolada cede una cantidad de energía suficiente para expandir el núcleo,
disminuyendo su densidad y en consecuencia desaparece la degeneración del
gas de electrones. Este ajuste del núcleo detiene el colapso gravitacional,
volviendo a su estado de equilibrio. Ahora, otra vez, la fuerza gravitacional
esta equilibrada por la presión térmica del gas, el núcleo es estable y la fusión
del helio en carbono está controlada.
Cuando se produce el flash de helio termina la ascensión de la estrella en la
rama gigante del diagrama H-R. Después de la explosión con el reajuste de la
estrella, la luminosidad disminuye y aumenta la temperatura, la traza evolutiva
se desplaza hacia abajo y a la izquierda (Figura 8.5). Esta reajuste dura unos
100 000 años. Ahora la traza evolutiva se encuentra en la llamada rama
horizontal del diagrama H-R, el helio se fusiona en el núcleo y en una capa
que rodea a este se fusiona el hidrógeno. Durante esta fase de gigante roja se
producen intensos vientos estelares que eyectan grandes cantidades de
materia al exterior, puede llegar a perder del 20 al 30 % de la masa original. Así
las estrellas más masivas tienen temperatura superficiales más pequeñas en
esta fase, pero todas tienen la misma luminosidad después del flash de helio,
por lo que se sitúan en una rama horizontal del diagrama H-R con las más
masivas a la derecha y la menos masivas a la izquierda.
Conforme el helio se quema sus cenizas producen un núcleo de carbono y de
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nuevo va a ocurrir lo mismo que en el proceso anterior de fusión del
hidrógeno cuyas cenizas producían un núcleo de helio. Cuando el helio se
consume en el centro, aquí cesa la fusión y el núcleo de carbono inerte
empieza a contraerse y a calentarse, mientras que en la capa que rodea al
núcleo de carbono el helio se fusiona más de prisa, así como el hidrógeno en
una capa más exterior que rodea a la capa de helio. La estrella contiene ahora
un núcleo de carbono que se contrae, rodeado por una capa fuente de fusión
de helio, que está a su vez rodeada por una capa de fusión de hidrógeno. La
envoltura más exterior, donde no se producen reacciones nucleares, se
expande haciendo que la estrella sea por segunda vez una gigante roja. El
segundo ascenso por la rama de gigante roja se conoce como la rama gigante
asintótica. La energía producida por las reacciones nucleares es ahora mayor
que en la fase de gigante y el radio y la luminosidad aumentan a valores
mayores que en el primer ascenso, la estrella se hace una supergigante roja.
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ANTARES - Módulo 3 - Unidad 1-03- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
1.3. Evolución para estrellas masivas
Las estrellas masivas evolucionan mucho más rápido que las menos masivas.
Su combustible se consume antes y permanecen menos tiempo en la
secuencia principal, una estrella de 5 masas solares, tipo espectral B,
permanece sólo unos pocos cientos de millones de años y una estrella de 10
masas solares, tipo espectral O, permanecerá sólo unos 20 millones de años.
Esta evolución más rápida, para las estrellas masivas, continua después de la
fase de secuencia principal.
Los primeros estados al abandonar la secuencia principal hacia la región de
las gigantes rojas son cualitativamente iguales a los de las estrellas menos
masivas. Una estrella masiva deja la secuencia principal con una estructura
interna similar a la de una estrella poco masiva: un núcleo de helio inerte que
se contrae, rodeado de una capa de fusión de hidrógeno. Cuando la estrella
masiva alcanza la temperatura para fusionar el helio, la densidad es baja y el
núcleo no se degenera. Como resultado la fusión no es explosiva sino en
régimen controlado, no hay flash de helio. La gigante roja permanece en la
zona de las gigantes roja mientras fusiona el helio en carbono.
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Figura 3-1-4: Trazas evolutivas posteriores a la secuencia prinicipal, corresponden a la
región de las subgigantes y gigantes rojas. Para las estrellas masivas donde se produce
el giro hacia la izquierda y hacia abajo es cuando se inicia la fusión del helio en el
núcleo. Para las estrellas menos masivas el asterisco indica donde ocurre el flash de
helio.
La Figura 3-1-4 muestra las trazas evolutivas, para estrellas de diferentes
masas, desde que abandonan la secuencia principal hasta que llegan a la
región de las gigantes rojas. Mientras que las estrellas poco masivas
ascienden la rama gigante roja en una traza casi vertical, las estrellas masivas
se mueven casi horizontalmente en el diagrama H-R, sus luminosidades
permanecen casi constantes mientras que sus radios aumentan y sus
temperaturas disminuyen.
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file:///F|/antares/modulo3/m3_u103.html (3 de 3) [12/3/2000 17.24.27]
ANTARES - Módulo 3 - Unidad 1-04- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
1.4. Observación de la evolución estelar en los cúmulos estelares
Los cúmulo estelares nos suministran un magnifico test para la teoría de la
evolución estelar, ya que en un cúmulo estelar todas las estrellas han nacido
al mismo tiempo y tienen la misma composición química, al haberse originado
de la misma nebulosa interestelar y por ello permanecen ligadas
gravitacionalmente y con un movimiento común, él de la nube parental. El
diagrama H-R de un cúmulo muestra estrellas de la misma edad pero en
diferentes fases evolutivas, debido a la distinta masa de las estrellas
componentes del cúmulo. Comparando los diagramas H-R de diferentes
cúmulos, con distintas edades, podemos comprobar los efectos de la edad en
la evolución estelar.
file:///F|/antares/modulo3/m3_u104.html (1 de 3) [12/3/2000 17.24.27]
ANTARES - Módulo 3 - Unidad 1-04- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
En la Figura 2-3-3 hemos representado estos diagramas haciendo coincidir las
secuencias principales. Los cúmulos mas jóvenes, como el NGC 2362, sólo
tienen secuencia principal; conforme las estrellas envejecen abandonan la
secuencia principal por la parte más alta ya que son las estrellas más masivas
y luminosas las primeras que evolucionan y el cúmulo desarrolla estrellas
supergigantes brillantes, como por ejemplo h+χ Perseo. Para cúmulos más
viejos la secuencia principal se hace cada vez más corta ya que todas las
estrellas masivas se han transformado en supergigantes o gigantes rojas. La
edad del cúmulo se calcula por la posición del punto de giro que es aquel en
que las estrellas más brillantes abandonan la secuencia principal y el cúmulo
tendrá la edad que tengan estas estrellas, es decir, el tiempo que han
permanecido en la secuencia principal
Conforme las estrellas evolucionan hacia la derecha en el diagrama, pasan a
través de zonas donde se encuentran las estrellas variables pulsantes, como
son las Cefeidas , lo que indica que en esas zonas las estrellas pueden oscilar
y transformarse en variables, se conoce con el nombre de región de
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ANTARES - Módulo 3 - Unidad 1-04- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
inestabilidad del diagrama H-R.
Por debajo de 3 masas solares, una estrella se estabiliza moviéndose hacia
abajo y hacia atrás (a la izquierda) a lo largo de la traza de gigante roja que
había recorrido previamente, mientras fusiona el helio en su núcleo, y se para
en un punto que depende de su masa. En los cúmulos globulares que son
todos viejos, las estrellas gigantes tienen todas masas iniciales inferiores a la
del Sol y crea en sus diagramas H-R la llamada rama horizontal que es donde
se encuentran las estrellas cuando se está agotando el helio en sus núcleos.
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ANTARES - Módulo 3 - Unidad 1-05- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
1.5. La muerte de estrellas poco masivas
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Nebulosas planetarias
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Enanas Blancas
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Límite de Chandrasekhar
Tenemos nuestra estrella supergigante con un núcleo de carbono inerte en
contracción rodeado de dos capas fuentes la más próxima de fusión de helio
y la mas alejada de fusión de hidrógeno. La contracción no aumenta la
temperatura lo suficiente para fusionar el carbono y podemos decir que el
núcleo "muere", es decir no se producen más reacciones nucleares. Pero la
densidad aumenta mucho y ya no puede comprimirse más, los electrones se
degeneran otra vez y la presión ejercida por ellos detiene la contracción y la
temperatura deja de subir. Las capas fuentes, exteriores al núcleo, siguen
fusionando helio e hidrógeno y la energía producida expande las capas más
exteriores de la estrella.
Ahora se inician inestabilidades que se desarrollan en la capa fuente de fusión
del He que se deben a su pequeño espesor, cuando la fusión del He se inicia
por el aumento de temperatura, la presión no aumenta suficiente para
expandir las capas exteriores y la reacción es en régimen explosivo, flash de
capa fuente de He. Durante este periodo también ocurren reacciones
nucleares en la capa fuente de H. Estas pulsaciones térmicas o flash de He de
la capa fuente hace que las capas más exteriores de la estrella se pueden
separar completamente del núcleo inerte de carbono. Conforme la materia
eyectada se expande en el espacio se enfría y se condensa en granos de
polvo. La presión de radiación del núcleo caliente actúa ayudando a la
eyección de las capas externas. Una estrella puede perder más de la mitad de
su masa de ésta forma.
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Figura 3-1-6: Nebulosa Planetaria. La temperatura superficial de la estrella central es de
70000 grados. La velocidad de expansión de las capas externas es de 19 km/s. Si esta
velocidad ha sido constante durante la vida de la nebulosa, su edad debería ser del
orden de 5500 años.
Con el tiempo resulta un objeto inusual, constituido por dos partes, en el
centro un núcleo muy denso y caliente de carbono. Separado del núcleo una
capa esférica de materia fría y poco densa que es la envoltura eyectada por la
supergigante que tiene un volumen del tamaño de nuestro sistema solar, tal
objeto recibe el nombre de Nebulosa planetaria (figura 3-1-6 )
Nebulosas Planetarias
Estas no tienen nada que ver con los planetas a pesar de su nombre, este se
debe a que cuando fueron descubiertas en el siglo pasado con los pequeños
telescopios se asemejaba su imagen a la de los planetas. Algunas tienen
forma esférica debida a la simetría con la que los gases fueron expulsados
pero otras no, debido a que la expansión no es igual en todas las direcciones.
Hay de 20 000 a 50 000 Nebulosas planetarias en nuestra Galaxia. Las
observaciones espectroscópicas muestran líneas de emisión de hidrógeno,
oxígeno, y nitrógeno ionizados. Por los desplazamientos Doppler de las líneas
podemos deducir la velocidad de expansión del gas de 10 a 30 km s-1. Los
radios típicos del orden de 0.3 pc, luego la expansión empezó hace unos 10
000 años.
La vida de la Nebulosa planetaria es muy corta, se diría que pasa volando
astronómicamente hablando, unos 50 000 años, después de los cuales se ha
separado mucho de la estrella central y acaba diluyéndose en el medio
interestelar. Se estima que todas las Nebulosas planetarias de la Galaxia
contribuyen con una masa de 5 M¤ al medio interestelar cada año, por tanto
ellas juegan un importante papel en la evolución química de la Galaxia.
Cuando la fase de nebulosa planetaria termina podemos observar el núcleo de
la supergigante roja que se ha contraído a un tamaño como él de la Tierra y
constituido por un gas de electrones degenerados y que no tiene fuentes de
energía pero que emite luz debido a su temperatura. Esta estrella pequeña
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tiene una superficie caliente y de color blanco, recibe el nombre de enana
blanca y representa la muerte de las estrellas poco masivas.
Las estrellas poco masivas mueren como enanas blancas y las más masivas
concluyen su vida de una forma espectacular mediante una gigantesca
explosión que se conoce como supernova, dando lugar a una estrella de
neutrones o a un agujero negro dependiendo de la masa del núcleo que queda
después de la explosión.
Enanas Blancas
El núcleo colapsado en el centro de la Nebulosa planetaria tiene una
temperatura del orden de 100 000K y una masa inferior a 1.4 masas solares y
evoluciona a enana blanca. Conforme se va enfriando, puesto que no hay
reacciones nucleares ni contracción en el núcleo, se va desplazando en el
diagrama H-R hacia abajo, camino de la zona de las enanas blancas.
Una enana blanca típica tiene una temperatura superficial de casi 15 000 K,
unas tres veces la del Sol, pero su brillo es menos del 1% del solar. Debido a
su pequeño tamaño, similar al de los planetas, la superficie emisora es muy
pequeña y su masa inferior a 1.4 masas solares, por consiguiente su densidad
es muy alta, del orden de una tonelada por cm3 (109 kg m-3) una cucharilla de
café llena de materia de enana blanca pesaría unas 5 toneladas, tanto como
un elefante.
Límite de Chandrasekhar
La masa máxima de una enana blanca es 1.4 M¤ , es el llamado límite de
Chandrasekhar y es la cantidad máxima de masa que puede soportar la
presión de degeneración de los electrones.
Una de las primeras enanas blancas descubiertas fue la compañera de Sirio,
la estrella más brillante de nuestro cielo, llamada Sirio B, la enana blanca tiene
una temperatura de unos 30 000K.
Conforme la estrella muerta se enfría las partículas disminuyen su velocidad y
ya no se mueven libremente sino que se ordenan en una red cristalina.
Podemos decir que la enana blanca es ahora sólida y los electrones se
mueven libremente en la red cristalina, igual que los electrones normales se
mueven en un conductor. Así la materia de una enana blanca vieja tiene
muchas propiedades similares al cobre o a la plata. Además, como un
diamante es carbono cristalizado, una enana blanca fría de carbono se parece
a un inmenso diamante esférico.
Aunque se enfría su tamaño permanece constante ya que la presión de
degeneración no depende de la temperatura sino de la densidad. Sin embargo,
la luminosidad disminuye al disminuir la temperatura superficial. Después de
mil millones de años se hará una enana negra y su temperatura será 0K. Esto
le ocurrirá al Sol cuando finalice su fase de gigante roja, será un diamante
esférico frío y oscuro del tamaño de la Tierra.
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Cuestiones y problemas para autoevaluación
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Cuestiones
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Problemas
Cuestiones
1. Cómo se calcula la edad de los cúmulos estelares.
2. Cuál es la fuente de energía de una estrella durante su fase de formación.
3. Qué es la traza de Hayashi.
4. Qué es una Nebulosa Planetaria.
5. ¿A qué se refiere el límite de masa de Chandrasekhar ?.
6. ¿De qué parámetros depende la posición de una estrella en la secuencia
principal ?.
7. ¿Por qué una enana blanca es estable frente al colapso gravitacional ?.
8. ¿ Qué eventos que indican el final de la vida de una estrella en la secuencia
principal ?.
9. ¿Qué es la rama horizontal y la rama gigante asintótica ?.
10. El cúmulo X tiene una fracción mayor de estrellas de la secuencia principal
de tipo espectral B que el cúmulo Y. ¿Qué cúmulo es probablemente más
viejo ?.
Problemas
1. La llamada constante solar (flujo solar medido en la Tierra) tiene un valor de
1390 W m-2 . Algunas teorías suponen que hace 4 500 millones de años la
temperatura del Sol era de 5 000 K y el radio 1.02 el radio actual. ¿Cuál era,
entonces, el valor de la constante solar?. Suponer que la órbita de la Tierra no
ha cambiado.
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2. Suponiendo que una estrella permanece 1010 años en la secuencia principal
y fusiona el 10% de su hidrógeno. Sí cuando evolucione a gigante roja su
luminosidad aumentará en factor 100 ¿Cuánto tiempo puede permanecer en
esta fase de gigante roja, sí se supone que la energía se produce sólo por la
fusión del hidrógeno restante?
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ANTARES - Módulo 3 - Unidad 1- 07 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
Proyectos o actividades de observación
1. Nebulosas planetarias. Con un telescopio (real) de 20 cm realizar
observaciones de las siguientes nebulosas planetarias comparando sus
estructuras y midiendo su diámetro aparente:
NGC 7662, en la constelación de Andromeda.
Coordenadas: α = 23h 25.9m ; δ = 42º 33´
NGC 7009, en la constelación de Aquarius. ¿Por qué recibe también el nombre
de nebulosa de Saturno?
Coordenadas: α = 21h 04.1m ; δ = -11º 22´
M76, en la constelación de Perseus. Compararla con alguna imagen de la
nebulosa Dumbell.
Coordenadas: α = 01h 41.9m ; δ = 51º 34´
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ANTARES - Módulo 3 - Unidad 1- 08 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
Soluciones
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Cuestiones
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Problemas
Cuestiones
1. Cómo se calcula la edad de los cúmulos estelares.
Por el diagrama HR.
2. Cuál es la fuente de energía de una estrella durante su fase de formación.
La contracción gravitacional.
3. Qué es la traza de Hayashi.
Es el camino que recorre la estrella en el diagrama HR hasta
llegar a la secuencia principal.
5. ¿A qué se refiere el límite de masa de Chandrasekhar ?.
Es la masa máxima que puede soportar una estrella enana
blanca.
Problemas
1. La llamada constante solar (flujo solar medido en la Tierra) tiene un valor de
1390 W m-2 . Algunas teorías suponen que hace 4 500 millones de años la
temperatura del Sol era de 5 000 K y el radio 1.02 el radio actual. ¿Cuál era,
entonces, el valor de la constante solar?. Suponer que la órbita de la Tierra no
ha cambiado.
F¤ = 803 W m-2
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