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ORIGEN Y EVOLUCIÓN ESTELAR

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Muerte dependiendo de la masa - PowerPoint PPT Presentation


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ORIGEN Y EVOLUCIÓN ESTELAR. José Gregorio Portilla . OBSERVATORIO ASTRON Ó MICO NACIONAL. “COLÓQUENME ENTRE LAS ESTRELLAS IMPERECEDERAS… PARA QUE NO MUERA” TEXTO DE LA PIRÁMIDE. LAS ESTRELLAS NO SON ETERNAS: NACEN, ENVEJECEN (EVOLUCIONAN) Y MUEREN PERO EN ALGUNOS CASOS RESUCITAN….

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ORIGEN Y EVOLUCIÓN ESTELAR

José Gregorio Portilla

OBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL

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“COLÓQUENME ENTRE LAS

ESTRELLAS IMPERECEDERAS…

PARA QUE NO MUERA”

TEXTO DE LA PIRÁMIDE

LAS ESTRELLAS NO SON

ETERNAS: NACEN, ENVEJECEN

(EVOLUCIONAN) Y MUEREN

PERO EN ALGUNOS

CASOS RESUCITAN…

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LA ESTRELLA

MEJOR CONOCIDA

ES EL SOL

slide4

NUESTRO ENTENDIMIENTO DE LAS

ESTRELLAS ES MUY RECIENTE

  • ALGUNAS DE ELLAS CONFORMAN SISTEMAS DE DOS O MÁS ESTRELLAS
  • POSEEN COLOR
  • ALGUNAS DE ELLAS CAMBIAN DE BRILLO
  • ALGUNAS DE ELLAS EXPLOTAN VIOLENTAMENTE
  • LA MAYORÍA SON MUY ESTABLES (EJ: EL SOL)
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SE PUEDEN MEDIR VARIAS PROPIEDADES

FÍSICAS Y QUÍMICAS DE LAS ESTRELLAS

  • DISTANCIA
  • TAMAÑO
  • LUMINOSIDAD (CANTIDAD DE ENERGÍA)
  • MASA (SISTEMAS BINARIOS)
  • TEMPERATURA SUPERFICIAL
  • COMPOSICIÓN QUÍMICA DE LA ATMÓSFERA
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SE PUEDE MODELAR UNA ESTRELLA CON BASE

A LOS QUE SABEMOS DE LAS LEYES DE LA

FÍSICA Y LA QUÍMICA

EQUILIBRIOHIDROSTÁTICO

slide7

CONTINUIDAD DE LA MASA

NO HAY SITIOS DENTRO DE LA ESTRELLA DONDE

NO EXISTA MASA

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CONSERVACIÓN DE LA ENERGÍA

LA ENERGÍA QUE SE PRODUCE EN EL INTERIOR DE

LA ESTRELLA DEBE SALIR AL EXTERIOR

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TRANSPORTE DE LA TEMPERATURA

  • CONVECCIÓN (movimiento de material)
  • RADIACIÓN (luz)

CONVECCIÓN

RADIACIÓN

slide10

LA ESTRELLA EN MUY BUENA APROXIMACIÓN

ES UN GAS IDEAL

ECUACIÓN DE ESTADO

PARTÍCULAS

RADIACIÓN

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LA ENERGÍA DEBE SALIR DE ALGÚN LADO

UNIÓN DE ÁTOMOS

LIVIANOS PARA GENERAR

ÁTOMOS MÁS PESADOS

FUSIÓN NUCLEAR:

A

A

B

C

A+A > B+C

HAY UNA PERDIDA DE MASA

slide12

VELOCIDAD DE UNA REACCIÓN TERMONUCLEAR

PROBABILIDAD DE QUE DOS PARTÍCULAS CHOQUEN Y EXCEDAN

SU NATURAL REPULSIÓN

slide13

r

Para el punto situado a una distancia r se puede

determinar la presión P, la temperatura T, la

densidad , la cantidad de masa que hay

comprendida en r, etc.

slide14

SE PUEDE ADEMÁS CONOCER

COMO CAMBIAN ESTOS VALORES

EN EL FUTURO O COMO ERAN EN

EL PASADO

MILLONES

DE AÑOS

AHORA

slide15

LAS ESTRELLAS NACEN

EN NEBULOSAS

NEBULOSAS: NUBES GIGANTESCAS DE HIDRÓGENO Y POLVO

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COLAPSO GRAVITACIONAL

A MEDIDA QUE LA NUBE SE CONTRAE

LA ENERGÍA POTENCIAL GRAVITACIONAL

SE CONVIERTE EN ENERGÍA TÉRMICA DEL

GAS Y EN RADIACIÓN

slide24

LAS ESTRELLAS ACTUALMENTE SÓLO

PUEDEN TENER MASAS COMPRENDIDAS

ENTRE 0.08 MSOL Y 100 MSOL

OBJETO QUE NO TIENE LA SUFICIENTE

MASA COMO PARA QUE SUCEDAN

REACCIONES NUCLEARES EN SU

INTERIOR

OBJETO TAN SUPREMAMENTE LUMINOSO QUE LA PRESIÓN DE RADIACIÓN HACE QUE EL MATERIAL

SE APARTE DE LA ESTRELLA

slide25

CÚMULO ABIERTO DE LAS PLEYADES

430 AÑOS LUZ

3000 ESTRELLAS

slide26

EL DESTINO DE UNA ESTRELLA

DEPENDE FUERTEMENTE DE SU MASA

INICIAL

slide27

NECESITAMOS TRES CONCEPTOS

PREVIOS

  • MAGNITUD APARENTE
  • MAGNITUD ABSOLUTA
  • TEMPERATURA SUPERFICIAL DE UNA ESTRELLA
slide28

MAGNITUD

APARENTE

NÚMERO QUE INDICA QUÉ TAN

BILLANTE ES UN ASTRO VISTO

DESDE LA TIERRA

ENTRE MÁS BRILLANTE

ES EL ASTRO, MÁS PEQUEÑO

ES EL NÚMERO

slide29

SOL

OBJETOS INTRÍNSECAMENTE

LUMINOSOS PERO SE VEN

MUY DÉBILES POR LA ENORME

DISTANCIA A LA QUE ESTÁN

TIERRA

slide30

MAGNITUD ABSOLUTA (MV)

MAGNITUD APARENTE QUE TENDRÍAN TODOS

LOS ASTROS SI ESTUVIERAN A UNA DISTANCIA

DE 32.6 AÑOS LUZ

10 PARSECS

TIERRA

slide31

SI RIGEL, QUE ESTÁ A UNA DISTANCIA DE 815

AÑOS LUZ, ESTUVIERA A LA DISTANCIA QUE ESTÁ

PRÓXIMA DEL CENTAURO, SERÍA TAN BRILLANTE

COMO LA LUNA LLENA)

slide32

TEMPERATURA SUPERFICIAL

LAS TEMPERATURAS SUPERFICIALES DE LAS

ESTRELLAS ESTÁN COMPRENDIDAS ENTRE

2500 Y 40000 oC

40000-20000

9000

6000

4000

3000

slide33

TEMPERATURA SUPERFICIAL

3000

4000

6000

40000-20000

9000

O B A F G K M

OH! BE AFINE GIRL KISS ME

slide34

HABIENDO TANTA VARIEDAD DE ESTRELLAS UNO PODRÍA

PENSAR QUE LAS ESTRELLAS LLENAN UN DIAGRAMA DE BRILLO

INTRÍNSECO EN FUNCIÓN DE LA TEMPERATURA SUPERFICIAL

Mv

-5

0

15

Calientes medianas frías

Temperatura

slide35

Mv

-10

V

-5

0

V

5

10

15

Calientes medianas frías

Temperatura

slide38

LAS ESTRELLAS PERMANECEN LA

MAYOR PARTE DE SU VIDA EN LA

ZONA DE LA “SECUENCIA PRINCIPAL”

ZONA DE LA SECUENCIA

PRINCIPAL

LAS ESTRELLAS ESTÁN QUEMANDO

HIDRÓGENO Y CONVIRTIÉNDOLO EN

HELIO SIN MAYORES SOBRESALTOS

4H

He

slide40

ESPECTRO

NOMBRE

SOL G2 V

RIGEL B8 Ia

ANTARES M1 Ib

VEGA A0 V

PRÓXIMA M5 V

ARCTURUS K2 III

slide41

PERO LAS ESTRELLAS NO PERMANECEN

EN UN SOLO SITIO EN EL DIAGRAMA HR

ELLAS VAN VIAJANDO A TRAVÉS DEL

DIAGRAMA A MEDIDA QUE VAN

ENVEJECIENDO

muerte dependiendo de la masa
Muerte dependiendo de la masa

1. 0.05 a 3 Msol Enana blanca

2. 3 a 8 Msol Supernova (Estrella neutrónica)

3. > 8 Msol Supernova(Agujero negro)

Enana blanca: Presión electrónica soporta la gravedad

Estrella degenerada del tamaño de la Tierra

Estrella neutrón: La estrella se comprime hasta que protones y electrones se funden para producir neutrones. Presión nuclear atómica suporta la gravedad.

Estrella degenerada del tamaño de una ciudad

Agujero negro: Nada soporta el peso: último colapso gravitacional.

Estrella reducida al tamaño de un punto

slide46

LA VIDA DE UNA ESTRELLA SE

REDUCE A UNA LUCHA CONTINUA

POR EVITAR EL COLAPSO GRAVITACIONAL

LA ESTRELLA EVITA EL COLAPSO

SIEMPRE Y CUANDO TENGA

COMBUSTIBLE PARA GENERAR

ENERGÍA EN SU INTERIOR

PERO ES UNA LUCHA QUE SIEMPRE TIENE

UN VENCEDOR: LA GRAVEDAD

slide47

RECORDANDO ALGO DE TEORÍA ATÓMICA

PROTÓN

NEUTRÓN

ÁTOMO DE HIDRÓGENO

ÁTOMO DE DEUTERIO

ÁTOMO DE HELIO-3

ÁTOMO DE HELIO-4

slide48

LA CADENA PROTÓN-PROTÓN

REACCIONES DOMINANTES

PARA ESTRELLAS CON MASAS

MENORES A DOS MASAS

SOLARES

REACCIÓN NETA:

4H

He

slide49

PROTÓN

NEUTRÓN

slide51

DEPENDIENDO DE LA MASA DE LA ESTRELLA (TEMPERATURA

INTERNA) DOMINARÁ UNO U OTRO MECANISMO

PARA ESTRELLAS PEQUEÑAS COMO

EL SOL DOMINA LA CADENA P-P

PARA ESTRELLAS GRANDES DOMINA

EL CICLO CNO

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UNA ESTRELLA CON MASA MENOR A LA

DEL SOL PUEDE UTILIZAR CASI TODO

EL HIDRÓGENO DISPONIBLE

LA ESTRELLA TIENE

UNA VIDA MUY LARGA

100.000’000.000 AÑOS

COMO TIENE POCA MASA LAS

REACCIONES NUCLEARES EN

SU INTERIOR SON MUY LENTAS

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UNAESTRELLA CON MASA SIMILAR

AL SOL EN SU INTERIOR ES RADIATIVA

Y EN SU EXTERIOR ES CONVECTIVA

EL SOL SÓLO UTILIZARÁ 10% DE SU HIDRÓGENO

slide54

ESTRELLA MUY MASIVA: EN SU INTERIOR

ES CONVECTIVA Y EN SU EXTERIOR RADIATIVA

UTILIZA MUY POCO DE SU HIDRÓGENO

DEBIDO A SU ENORME MASA SE VEN OBLIGADAS A QUEMAR CANTIDADES

GIGANTESCAS DE COMBUSTIBLE: DURAN POCO TIEMPO

slide55

¿CUÁL SERÁ EL DESTINO DE NUESTRO SOL?

4H

He

4’000.000 TON H/SEGUNDO

EN 5.000’000.000 AÑOS

HA GASTADO TAN SOLO

EL 5% DE SU HIDRÓGENO

EL NÚCLEO DEL SOL SE ESTÁ

LLENANDO PROGRESIVAMENTE

DE HELIO

slide56

¿QUÉ PASA CUANDO SE VA AGOTANDO EL HIDRÓGENO EN EL INTERIOR?

EL NÚCLEO SE CONTRAE Y SE CALIENTA, PERO AL AUMENTAR LA TEMPERATURA LAS CAPAS EXTERIORES SE INFLAN

slide57

LLEGA UN PUNTO DONDE LA TEMPERATURA ES TAN ALTA

QUE LO QUE ERA UN DESECHO (He) SE CONVIERTE AHORA EN

COMBUSTIBLE

EL NÚCLEO DE LA

ESTRELLA COMIENZA

A LLENARSE DE

CARBONO Y OXÍGENO

T=100’000.000 K

slide58

LA ESTRELLA SE INFLA COMO UN GRAN BALÓN

(LAS CAPAS EXTERIORES PUEDEN ESCAPAR

DE LA ATRACCIÓN CENTRAL)

SOL DENTRO DE 5000 MILLONES DE AÑOS

SOL AHORA

slide60

ESTAS ESTRELLAS EXPELEN GRAN CANTIDAD DE GAS

HACIA EL EXTERIOR (100000 AÑOS)

CAPA DE

GAS EYECTADO

ENANA

BLANCA

slide62

NEBULOSAS

PLANETARIAS

slide63

ENANAS BLANCAS

Masa 1.1 masas solares

Radio 0.008 radios solares (5500 km)

Luminosidad (total) 0.04 luminosidad solar (1.6 x1025 W)

Temperatura superficial 24000 K

Densidad promedio 3x109 kg/m3

EL COLAPSO SE EVITA POR LA PRESIÓN

DE LOS ELECTRONES

MASA DE CHANDRASEKHAR: 1.2-1.4 MSOL

slide64

¿QUÉ LE OCURRE A LAS ESTRELLAS MÁS MASIVAS QUE EL SOL?

H

He

C, O

HAY SUFICIENTE MASA COMO PARA QUE AUMENTE LA TEMPERATURA

C+C

Ne

Mg + H

Ne + He

Ne + He

Mg

O+O

S

P + H

Si + He

Si + Si

Ni

Fe

slide66

PERO LA REACCIÓN SE

DETIENE HASTA EL

HIERRO

HASTA AHORA LA FUSIÓN

DE NÚCLEOS LIVIANOS

PARA PRODUCIR NÚCLEOS

PESADOS PRODUCE ENERGÍA

PERO A PARTIR DEL HIERRO

LA FUSIÓN CONSUME

ENERGÍA

LA ESTRELLA ESTÁ EN

MUY SERIOS PROBLEMAS

slide68

LAS ESTRELLAS

MASIVAS MUEREN

DE FORMA

ESPECTACULAR

SUPERNOVAS

slide71

LO QUE QUEDA EN EL NÚCLEO

LAS PRESIONES SON TAN

ELEVADAS QUE LA PRESIÓN

ELECTRÓNICA ES VENCIDA Y

LOS ELECTRONES TERMINAN

POR COMBINARSE CON LOS

PROTONES PARA FORMAR

NEUTRONES

LÍMITE DE OPPENHEIMER-VOLKOV

MASA DEL NÚCLEO:1.5-2.0 MSOL

ESTRELLA CONVERTIDA

AL TAMAÑO DE UNA CIUDAD

PARA CONSERVAR EL

MOMENTUM ANGULAR

LA ESTRELLA SE VE OBLIGADA

A ROTAR MUY RÁPIDAMENTE

slide73

SI LA MASA DEL NÚCLEO EXCEDE EL LÍMITE DE

OPPENHEIMER-VOLKOV LA PRESIÓN DE LOS NEUTRONES NO

SOPORTA LA ATRACCIÓN GRAVITACIONAL

NINGUNA FUERZA EN EL UNIVERSO DETIENE EL COLAPSO

SI R TIENDE A CERO

LA VELOCIDAD DE

ESCAPE SE HACE MUY

GRANDE Y PUEDE

ALCANZAR LA

VELOCIDAD DE LA LUZ

2GM

V =

R

.

LA LUZ NO

PUEDE SALIR

AGUJERO NEGRO

SINGULARIDAD

slide74

AGUJEROS NEGROS

WHEELER

PENROSE

HAWKING

BEKENSTEIN

radio de schwarzchild
Radio de Schwarzchild

La distancia desde el agujero negro hasta aquella en donde la velocidad de escape es la velocidad de la luz. R = 2 GM/c2

Objeto Masa (solar) Horizonte de eventos del agujero negro

Estrella 10 30 km

Estrella 3 9 km

Estrella 2 6 km

Sol 1 3 km

Júpiter 0.00009 28 cm

Tierra 0.000003 0.9 cm

slide76

DETECTAR AGUJEROS NEGROS AISLADO ES DIFICIL

UNA FORMA ES DETECTAR EL EFECTO “LENTE GRAVITACIONAL”

slide80

MUCHAS ESTRELLAS SON AVES FÉNIX

RENACEN DE SUS

PROPIAS CENIZAS

ORIGEN A UNA NUEVA

GENERACIÓN DE ESTRELLAS

CON UN “INCONVENIENTE”:

LAS “NUEVAS” ESTRELLAS ESTÁN CONTAMINADAS DE

ELEMENTOS PESADOS

NEBULOSA REMANENTE

DE SUPERNOVA

slide83

ESPECTRO CONTINUO

=400-700 nanómetros

slide85

ESPECTRO DE ABSORCIÓN

LÍNEAS OSCURAS QUE INDICAN LAS LONGITUDES

DE ONDA QUE ABSORBIERON LOS ÁTOMOS DEL GAS FRÍO

slide88

RELACIÓN

MASA-LUMINOSIDAD

slide90

MEDICIÓN DE LAS DISTANCIAS

A LAS ESTRELLAS

PARALAJE TRIGONOMÉTRICO

  • MÁS CONFIABLE
  • SÓLO FUNCIONA PARA CUERPOS CERCANOS
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¿CÓMO DETERMINAR LAS MASAS DE LAS ESTRELLAS?

POR FORTUNA, MUCHAS DE LAS ESTRELLAS EN EL

UNIVERSO SON BINARIAS

ALBIREO

SIRIUS

slide92

TERCERA LEY DE KEPLER

  • ENCONTRAR EL PERIODO DE TRASLACIÓN
  • DISTANCIA MEDIA ENTRE ELLAS
slide93

EL CENTRO DE MASAS

SE MUEVE EN LÍNEA

RECTA EN EL ESPACIO

a2

a1

a

slide94

PODEMOS DETERMINAR EL TAMAÑO DE LAS ESTRELLAS

INTERFEROMETRÍA

ALBERT MICHELSON

VARIANDO LAS DISTANCIAS DE LOS ESPEJOS

Y ESTUDIANDO EL PATRÓN DE INTERFERENCIA

ES POSIBLE CONOCER EL TAMAÑO DE LA

FUENTE DE LUZ (ESTRELLA)

slide95

R-DORADO

0.057 +- 0.005”

200 AÑOS LUZ DE DISTANCIA

TAMAÑO: 370 +- 50 R SOL

slide96

CANTIDAD DE ENERGIA QUE LLEGA DEL SOL CADA SEGUNDO

S

1 METRO

SOL

F=1400 Julios/seg

1 cal = 4.18 julios

335 cal/seg

TIERRA

slide97

S

X

slide103

MAGNITUD

APARENTE

slide104

EL UNIVERSO HA

PRIVILEGIADO

LA FORMACIÓN DE

ESTRELLAS POCO

LUMINOSAS

ad