Evolución estelar

evolución estelar
primeras etapas
nube de gas interestelar rotante
inestabilidad de Jeans
fuerza de gravedad > presión del gas
colapso gravitatorio
fragmento de la nube
protoestrellas
brillan por el calor generado
por la compresión del gas
nube molecular gigante
tamaño típico: 100pc
átomos: H, He, metales
moléculas: H 2, H 2O, OH, CO, H 2CO
polvo
M(nube): 10 3a 10 6 Ms
Mjeans[Ms]=1.1 10 4 T 3/2 n½
n de partículas/ m³
si M>Mjeans se contrae
si M<Mjeans
no se contrae
nube molecular típica:
T=50 K y n =106 part. / m3
Mjeans=3890Ms
nebulosa de Orión
flujo
bipolar
protoestrellas en la
nebulosa de Orión
envoltura
de polvo
protoestrella
disco
circunestelar
esquema de una protoestrella
Imágenes de
protoestrellas
tomadas con el
Hubble
la contracción cesa al comenzar la fusión del H a 10x10 6 K
comienza su vida como estrella
en un diagrama HR se ubica según
su masa sobre la ZAMS
secuencia principal de edad
cero (zero age main sequence)
arriba de la línea de
nacimiento no brillan
en el visible
línea de
nacimiento
ZAMS
al terminar de quemar H en el corazón la estrella se
tiempo de evolución de la ZAMS a la TAMS ubica sobre la
= tiempo de vida en la secuencia principal
TAMS
de la ZAMS a la TAMS
gravedad=presión
depende de la masa!!
las estrellas mas masivas
evolucionan mas rápido
L
M
al aumentar el peso
molecular medio el
corazón se contrae, las
capas externas se
expanden: T
superficial
disminuye
TAMS
ZAMS
sol actual
sol inicial
T
evolución post-Secuencia Principal
a) estrellas de baja masa: <2Ms
L
al terminar de quemar H en el corazón
la fuerza de radiación que la sostenía
cesa y la estrella se contrae
rama de las
gigantes
aumenta T
quema de H en una
capa rodeando
envoltura
el corazón
de H
aumenta la
presión de
radiación
y la envoltura
se expande
H He en una
capa alrededor
del corazón
T
L=cte, T , R
T hasta el límite de Hayashi
límite de Hayashi
gigante roja
luminosidad [Ls]
sube casi verticalmente en el
diagrama HR
temperatura [ K]
la contracción del gas continúa hasta que T=100.000.000 K
se contrae tanto que los e- se liberan de sus núcleos
gas degenerado
comienza a quemarse He
T
≠ gas normal
P Vol = Cte T
si T , P y Vol
se quema mas He
T
flash del He!
el He se quema explosivamente, T sube
hasta que los e- se mueven nuevamente,
el gas se enfría y se expande (se vuelve
ordinario)
las capas exteriores de
la estrella se contraen
L ,T ,R
envoltura de H
He
rama horizontal
rama
de las
gigantes
luminosidad
quemando H en una capa
que rodea el corazón
y He en el corazón
la estrella se ubica en
la rama horizontal
flash
del He
C
H He en una capa
alrededor del corazón
temperatura
cuando se acaba el
He en el corazón,
rama asintótica
de las gigantes
L=cte, T , R
H
He
He C
rama
horizontal
luminosidad
sube en el diagrama
H-R por la rama
asintótica de las
gigantes
C+O
H
temperatura
flash
del He
rama
de las
gigantes
cuando la energía liberada es suficiente
para expulsar las capas externas
nebulosa planetaria
las NP tienen variadas formas y un tamaño típico de 1 año luz
la radiación ultravioleta emitida por la estrella ioniza
el material expulsado y este brilla
las NP no son visibles a simple vista
las primeras NP observadas con pequeños
telescopios parecían planetas
en los espectros de las NP predominan las líneas de emisión
líneas prohibidas características de los espectros de NP
materia muy poco densa
cuando la radiación ultravioleta emitida no es suficiente
porque la estrella central se enfría, el gas de la NP se
recombina y la nebulosa deja de brillar
fase de NP ≈ 10000años
corazón de C+O
queda el corazón
de C y O desnudo
luminosidad
finalmente se convierte
en una enana blanca
enana
blanca
temperatura
expulsión de la
envoltura
enana blanca (EB)
remanente estelar de C y O con M< 1.4 Ms
sostenida por la presión degeneración de los eestrellas de SP con M > 4 Ms dejan remanentes > 1.4 Ms y no
pueden ser sostenidos por la presión de los e- degenerados
M=1.4 Ms
límite de Chandrasekhar
EB: última etapa de evolución de una estrella de M<4Ms
brillan por la emisión de energía térmica almacenada
no hay reacciones termonucleares en el interior de una EB
son débiles, no se ven a ojo desnudo
tamaño de la tierra
4000 K < Teff < 30000 K
estructura
de una EB
•gas degenerado de C y O a T=10 7 K
•atmósfera no degenerada de H y/o He a T=10 4 K
DA
DB
DC
DO
DZ
DQ
DX
clasificación de los espectros de EB
sólo lineas de H
sólo lineas de He I
sólo espectro continuo (sin lineas)
lineas He II y He I o H
sólo lineas metálicas (sin H o He)
se observan líneas de C
espectro no clasificado
líneas muy ensanchadas por
presión electrónica