r - Universidad Libre

unilibre.edu.co

r - Universidad Libre

Astrofísica, origen y evolución estelar

José Gregorio Portilla

Observatorio Astronómico Nacional

Universidad Nacional de Colombia


“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…


La estrella

mejor conocida

es el Sol


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)


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


1. Distancia

La observación de estrellas

cercanas permite medir el

paralaje

Las estrellas están tan lejos que

el ángulo de paralaje es

< 1’’

La estrella más cercana está a 4.3

años-luz


2. Tamaño

Técnicas interferométricas

0.008Rs – 400 Rs

Radio del Sol: 700000 km


3. Luminosidad

Luminosidad del Sol: 4 X 10 26 watios

Conocemos qué tanta energía

producen las estrellas

4πr 2

0.0001 Lsol – 100000 Lsol


4. Masa

Observando estrellas binarias es posible hallar

las masas de las estrellas

Movimiento alrededor del centro de masa:

Tercera ley de Kepler

0.008 Msol-100 Msol

Masa del Sol: 2 X 10 30 kg


5. Temperatura

superficial

Tsol = 5800 K

La tempertaura superficial de las estrellas van de 40000 – 3000 K


5. Composición química de la atmósfera estelar

Principalmente:

H, He

Cantidades pequeñas de:

C, O, N, Mg, Na, Si, Fe, etc


Listo: sabemos cómo son las estrellas por fuera

Y, ¿cómo son las estrellas por dentro?

Podemos elaborar una teoría que nos permita explicar

la gran diversidad de estrellas que hay en el Universo


Se puede modelar una estrella con base

a los que sabemos de las leyes de la

física y la química

Gas caliente constituido por los

elementos químicos más

simples


Equilibrio hidrostático

dP

dr

La estrella posee una figura estable

= "GMr

r 2


La distribución de materia dentro de la estrella no

admite discontinuidades

Continuidad de la masa

dM r

dr

= 4"#r2


La energía que se crea en el interior debe salir al exterior

Conservación de la energía

dL r

dr = 4"#r2 $


Valor de la temperatura en el interior

•Convección (movimiento de material)

dT

dr

$ 1

= 1"

& T dP

% # ' P dr

$ 3

+ "

& ()

% 4ac'

T 3

$ & $

% ' %

Radiación (luz)

Lr 4*r 2

&

'


Relación entre las variables termodinámicas P, T, V

La estrella en muy buena aproximación

es un gas ideal

Partículas Radiación

Ecuación de estado


La energía debe salir de algún lado

Fusión nuclear:

Unión de átomos

livianos para generar

átomos más pesados

A A B C

A + A -> B + C Hay una perdida de masa

E = "Mc 2


dP

dr

dM r

dr

dT

dr

Algunas de las ecuaciones de la estructura estelar

= "GMr

r 2

= 4"#r2

dL r

dr = 4"#r2 $

$ 1

= 1"

& T dP

% # ' P dr

Presión

Masa

Energía

$ 3

+ "

& ()

% 4ac'

T 3

$ & $

% ' %

Lr 4*r 2

&

'

Temperatura

El objetivo es conocer P, M, L y T para una distancia r cualquiera

r


R=0 R=0.5

R=1


R=0 R=0.5

R=1


Ahora

Se puede además conocer

cómo cambian estos valores

en el futuro o como eran en

el pasado

Varios miles de millones

de años

Otros miles de millones

de años más


Las estrellas nacen en nebulosas

Nebulosas: nubes gigantescas de hidrógeno y polvo


En el interior de nubes moleculares

nacen estrellas


Colapso gravitacional

A medida que la nube se contrae

la energía potencial gravitacional

se convierte en energía térmica del

gas y en radiación


Nube molecular

Formación de disco y

chorros perpendiculares

a él


¿Y cómo evoluciona una

estrella?


Necesitamos tres conceptos

•Magnitud aparente

•Magnitud absoluta

previos

•Temperatura superficial de una estrella


Magnitud

aparente (m)

Número que indica qué tan

brillante es un astro visto

desde la Tierra

Entre más brillante

es el astro, más pequeño

es el número


Tierra

Sol

Objetos intrínsecamente

luminosos pero se ven

muy débiles por la enorme

distancia a la que están


Magnitud absoluta (M)

Magnitud aparente que tendrían todos

los astros si estuvieran a una distancia

de 32.6 años luz

Tierra

10 parsecs


El, Sol, visto desde la

Tierra, es el objeto más

brillante del Universo…

m = -26.8

Sin embargo, visto a 10 pc

(32 años luz) tendría el

brillo de una estrella

más bien mediocre

M = 4.5


Temperatura superficial

Las temperaturas superficiales de las

estrellas están comprendidas entre

3000 y 40000 o C

40000 9000 6000 4000 3000


Mv

-5

0

15

Habiendo tanta variedad de estrellas uno podría

pensar que las estrellas llenan un diagrama de brillo

intrínseco en función de la temperatura superficial

Calientes medianas frías

40000 6000 3000

Temperatura


Mv

-10

-5

0

5

10

15

Sin embargo, lo que se ve es:

V

V

Calientes medianas frías

40000 6000 3000

Temperatura


Diagrama de Hertzsprung-Russel


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


Las estrellas no se quedan en un solo

sitio en el diagrama HR

Ellas van viajando a través del

diagrama a medida que van

envejeciendo


Tipo de muerte dependiendo de

la masa inicial

0.05 – 3 Msol 3 – 8 Msol > 8 Msol

Enana blanca

Estrella del

tamaño de la Tierra

Supernova

(estrella

neutrónica)

Estrella del

tamaño de una ciudad

Supernova

(agujero negro)

Estrella reducida

al tamaño de un punto


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


Recordando algo de teoría atómica

Átomo de hidrógeno Átomo de deuterio

Átomo de helio-3 Átomo de helio-4

Protón

Neutrón


Las estrellas como el Sol extraen energía

de la denominada cadena protón-protón

Reacción neta:

4H He


¿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


¿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


Llega un punto donde la temperatura es tan alta

que lo que era un desecho (He) se convierte ahora en

combustible

T=100’000.000 K

El núcleo de la

estrella comienza

a llenarse de

carbono y oxígeno


La estrella se infla como un

gran balón

Sol ahora Sol dentro de 5000 millones de años


Estas estrellas expelen

gran cantidad de gas

hacia el exterior

Capa de

gas eyectado

Enana

Blanca


Formación de una nebulosa

planetaria


Se conocen cerca de 3000

Su formación es breve: 50000 años

El gas escapa y se dispersa

Nebulosas Planetarias


Un objeto con la masa

del Sol que tiene el

tamaño de la Tierra

Enanas blancas

97 % de las estrellas de la galaxia terminarán así

T = 150000 – 4000 K

1 millón de veces

más denso que la

densidad del agua

Constituidas por C, O, y una

capa exterior de H y He

Gas degenerado de

electrones

Su brillo no se debe a reacciones

nucleares sino a liberación de

energía térmica


1.4 MSol

Límite de

Chandrasekhar

Presión de

degeneración

electrónica

Enana blanca

< 2 - 3 MSol

Límite de

Tolman-

Oppenheimer-

Volkov

Presión de

degeneración

neutrónica

Estrella neutrónica

Agujero negro


¿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

Si + Si Ni

P + H

Si + He

Fe


En el núcleo hay diferentes cascarones concéntricos cada uno produciendo energía


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


Ocurre el colapso gravitacional de la estrella

Colapso en fracciones de segundo


Remanente de supernova

Supernova tipo II

El brillo de la explosión resalta

dentro de una galaxia


Un objeto con la masa

del Sol que tiene el

tamaño de Bogotá

Estrellas neutrónicas

10 14 veces más denso

que la densidad del

agua

Objetos con muy alta velocidad de rotación

Se conocen alrededor de 2000

(Vía Lácetea y nubes de Magallanes)

Gas degenerado de

neutrones

La mayoría se descubren

como fuentes periódicas

de ondas de radio

5% son miembros de sistemas

binarios


Pulsar

Estrella neutrónica cuyo eje de rotación magnético está

en dirección a la Tierra

Períodos de rotación : 720 – 3 revoluciones / segundo


Agujero negro

¿Qué ocurre cuando la masa del núcleo excede el límite de

Tolman-Oppenheimer-Volkov ?

Ninguna fuerza en el universo detiene el colapso

Singularidad

.

La luz no

puede salir


.

Radio de Schwarzchild

Horizonte de eventos

K. Schwarzchild (1916)

Agujero negro más simple:

Agujero negro eterno de Schwarzchild


Wheeler

Penrose

Hawking

Agujeros negros

1960-1970

Los agujeros negros son los objetos

más simples del universo


Los agujeros negros de detectan indirectamente

Agujero negro cerca

de una estrella

Disco de

Acreción

(emisor de

rayos X)


Sag A*: posible agujero negro masivo en el centro

de nuestra galaxia


Hoy en día creemos que en cada galaxia existe un

agujero negro supermasivo

Supermasivo: 10 6 - 10 9 Msol

NGC 1068

M87


Muchas estrellas son aves fénix

Remanente

de supernova

Renacen de sus

propias cenizas

Origen a una nueva

generación de estrellas

Con un “inconveniente”:

las “nuevas” estrellas están contaminadas de

elementos pesados


Nuestro Sol es una estrella de segunda

o tercera generación

More magazines by this user
Similar magazines