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11: La Vida de las Estrellas

NacimientoEvolución

Muerte

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Medio Interestelar

Nebulosa Horsehead en Orion

•Espacio entre las estrellasno es vacío.

–Existe un medio (ISM)–Baja densidad ≈100átomos/cc

•¿Como sabemos que ISMexiste?

Kirchhoff - Gas a ciertatemp. emite radiación enlíneas

¿Qué líneas?•Depende de lacomposición•Depende de la Temp.,Dens. Y fuente deexcitación

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Cont.

Nebulosa oscura, Barnard 86en Sagitario

Absorción de LuzNubes de gas y polvoBloquean la luz deestrellas distantes.

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Colapso

Nebulosa Roseta

•Bolsas de ISM colapsanpara formar estrellas. (Razonesfísicas no muy claras; similar a formación delS .S .)

Preguntas sin respuestas:–¿Qué gatilla el colapso?–¿Por qué unas masas y nootras.

•Estrellas jóvenes son activas.–Emiten fuertes vientos departículas que soplan el gas ypolvo alrededor.–Calientan el gas y este emiteradiación en líneas.–Formación es pocoeficiente; queda mucho gas ypolvo suelto

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Cont. Colapso

Nebulosa Swan, ondas visibles Ondas infrarrojas

Proceso de Formación es rápido•Desde el colapso hasta que el H se enciende no pasan más de107 años.• Menor para estrellas más masivas.

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Pre-Secuencia-Principal (pSP)Inicialmente las proto-estrellasson frías (derecho de H-R)

–Si M ≤ 4MSol al contraerse suT mantiene constante pero suárea disminuye ⇒L disminuye–Si M ≥ 4MSol la T aumenta sinmucho cambio en luminosidad–Una estrella con M ≥ 7MSolprácticamente no tiene pSP,rápidamente colapsa y quema Hen su núcleo.–Si M ≤ 0.08MSol no haysuficiente fuerza gravitacionalpara iniciar fusión de H, enanascafés o planetas

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Secuencia Principal (SP)

( )10242..

10

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Tei

T

Cúmulo joven: Notar regiones HII y zonas donde las estre-

llas se están formando.Edad cerca de 2 millones de

años.

•Estrella nace ⇔ equilibrio–L y Teff ⇒ ubicación en H-R⇒ Secuencia Principal (SP) ⇒Características constantes

•¿Cuanto tiempo en la SP?Depende de la masa:Mayor masaMayor GravedadMayor Temp. en núcleo.Mayor tasa de reaccionesnucleares

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Pleiades y su diagrama H-R

•Edad del cúmulo 100 millones de años•Estrellas masivas han salido de la SP•Tiene una nebulosa de reflexión; granos de polvo reflejaneficientemente el azul

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Relación Luminosidad-Masa• Cálculos teóricos indican, L∝M3.5 (L=M3.5, Lsol, Msol)• Observaciones de estrellas binarias indican L ∝M4

• tSP depende de la cantidad de Hidrógeno en el núcleo.– Cantidad de H ∝ Masa total de la estrella.– Tasa de consumo de H ∝ Luminosidad⇒ tSP ∝M/L ∝M-2.5

Ejemplos: Vida del Sol ≈ 1010años® M ≈ 0.1MSol ⇒ tSP/tSP(Sol)=(M/Msol)-2.5 ≈ 300 ⇒tSP ≈ 3x1012años (todas las

estrellas de baja masa están todavía en la SP.)® M ≈ 10MSol ⇒ tSP/tSP(Sol)=(M/Msol)-2.5 ≈ 0.003 ⇒tSP ≈ 30x106años® M ≈ 50MSol ⇒ tSP/tSP(Sol)=(M/Msol)-2.5 ≈ 6x10-5 ⇒tSP ≈ 600.000años

(cualquier estrella masiva que vemos está muy cerca de su lugar denacimiento. Estrella tipo O y A, raro encontrarlas aisladas)

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Evolución 1 M

¿Qué ocurre cuando se acaba el Hidrógeno en elnúcleo?

® se retira de la S.P.® Radiación del centro demora cerca de 1 millón de años en llegar a

la superficie.® La presión para soportar la gravedad se acaba.® La se comprime® P y T aumentan hasta ≈ 6x107 K en una región alrededor del

núcleo y se enciende. emite radiación vigorosamente y se expande como un globo Teff disminuye pero R aumenta (L∝R2T4) ⇒ L aumenta

Gigante Roja, Teff≈3000K, R ≈1UA

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Gigante RojaEl Sol hoy y como gigante

roja.• En 5.000 millones de años el

diámetro del Sol aumentaráy su núcleo se hará máscompacto.

• La energía es generada enuna capa de hidrógeno enfusión rodeando un núcleode Helio.

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Evolución Pos - Secuencia Principal

•Núcleo continua su colapso y suTemperatura aumenta•Superficie se enfría un poco

e.g. 1Msol Teff ≈ 5800 ->3000 K

•He empieza a quemarse en elnúcleo cuando T≈108K

–Aumenta L enormemente.–Se mueve verticalmente.

4He + 4He → 8Be4He + 8Be → 12C4He + 12C → 16O

• alcanza un nuevo equilibriopor ≈ 2 x109años

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Cont.

Super Gigante Roja

Equilibrio en el Núcleo, se consume Helio por2x109años

–He en núcleo y H en capa.–Presión en núcleo hace que la capa seexpanda

•Disminuye P y T en el núcleo•Disminuye la generación de energía•Disminuye L total

– se comprime y Teff aumentaHe en el núcleo se agota, Secuencia Principalde He acaba

– se contrae–T y P aumentan en el núcleo–He empieza a quemarse en capa

Ahora tenemos capa de He y H ⇒

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Evolución Pos-SecuenciaPrincipal

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Estructura de una estrella viejade baja masa

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Pos - Secuencia HelioSi M≤2M

• Inestabilidades en las capas de He y H le dan un empuje a las capasexteriores, tenues y delgadas.

– Gases en expansión, libre de la atracción gravitacional de la estrella– Gases están a altas temperaturas, emiten en líneas (Kirchhoff)

⇓

Núcleo de C y O nunca se enciende⇓

Capas de He y H se agotan⇓

Enana Blanca (R≈Rtierra, Teff ≈200,000 K)• Enana Blanca con envoltorio de gas en emisión ⇒ Nebulosa Planetaria

– La nebulosa lentamente se expande, se enfría y se pierde de la visión– Material devuelto al ISM

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Nebulosa Planetaria NGC 7293Nebulosa Helix en Acuario

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Diagrama H-R Cúmulos Abiertos

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Cúmulo Globular

M55

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Evolución Estrellas Masivas

M ≈ 25 M

Todo ocurre muy rápidamente Hidrógeno deja de consumirse en el núcleo; S.P. se termina,estrella se contrae Hidrógeno se consume en una capa ⇒ Gigante Roja Núcleo de Helio se contrae hasta que se enciende, S.P. de He Se acaba el Helio en el núcleo; la estrella se contrae nuevamente. Helio se consume en una capa ⇒ Super Gigante RojaHasta aquí la evolución de estrellas menos masivas. Cuando T≈108K carbono reacciona: 12C + 12C → 20Ne + 4He

–Fase sumamente rápida, ≈ 600 años Carbono se acaba en el núcleo, estrella se contrae.

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cont.

Así sigue el proceso cada vez a paso más rápido hasta llegar a un núcleo de Hierro (Fe) a una Temp 3x109K

y capas de silicio, oxígeno, neón, carbono, helio e hidrógeno

Todo lo anterior ocurre muy rápido, de hecho,desde el carbono hasta el hierro demora menos

de 2 años

Carbono se enciende en una capa. En el núcleo T≈109K, Oxígeno ⇒ Azufre

⇓

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Estructura de una estrella viejamasiva

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Catástrofe del Hierro

Colapso

¿Por qué la historia termina en el Fe?•Recordemos: (E=mc2)

–H + H + H + H → 4He + energía–4He + 4He → 12C + energía–etc....

•Esto se acaba en Fe 56 (26 protones, 30 neutrones), no se puedeagregar algo a Fe 56 para obtener energía.•La fuente de energía en el núcleo de una estrella super-masiva seacaba cuando su núcleo es de Fe 56.

»Proceso muy rápido, fracciones de segundo»Densidades aumentan a 1017 kg./m3, densidades del núcleo.»No se puede aumentar más la densidad»Núcleo rígido y capas superiores cayendo, calentandose yencendiendose.

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Cont.Ocurren dos cosas:

» Las capas exteriores se queman generando grandes cantidades deenergía hacia el interior y exterior.

» Este material choca ferozmente con el núcleo enviando grandesondas de choque hacia el interior y exterior.

⇓

BOOM

Este evento se llama SUPERNOVAEs el evento más energético, después del Big Bang, en el Universo

–Por un instante la luminosidad aumenta un factor 108

–Material es enviado al ISM enriquecido

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RemanentesEl final del camino, después de la evolución de unaestrella, dependiendo de su masa, esta acabará como:

Enana blanca - Estrella de neutrones - Hoyo negro

Masa Inicial [M] Estado final M< 0.01 Planeta0.01 < M < 0.08 Enana Café0.08 < M < 0.25 Enana Blanca de Helio0.25 < M < 8 Enana Blanca de Carbono-Oxígeno 8 < M < 10 Enana Blanca de O-Ne-Mg 10 < M < 40 Supernova-Estrella de neutrones 40 < M Supernova-Hoyo Negro

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Propiedades de Estrellas deNeutrones y Enanas Blancas

Enana Blanca Estrella de

Neutrones

Masa

(Masa del Sol=1)

1.0

(siempre <1.4)

1.5

Radio 5000 km. 10 km.

Densidad 5 x 105 g/cm3 1014 g/cm3

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Enana Blanca

Plank de Constante,2

=!"" hh

px x#

Materia Degenerada•Presión generada por gas electrónico degenerado (cuando ya no queda másenergía nuclear).•Electrones sólo ocupan ciertos estados permitidos, Principio de Exclusión dePrincipio de Exclusión dePauliPauli•Mecánica Cuántica (Heisenberg)⇒•Electrones en un gas degenerado se mueven pero con muy poca libertad. (Une- no puede cambiarse de posición hasta que otro e- se retire de esa posición.)Estructura de una Enana Blanca� Equilibrio hidrostático debido a la presión de e- degenerados.� Presión no depende de la Temperatura, sólo de la densidad.� Tamaño depende la masa. (Máxima masa 1.4 M)� Fuente de energía es térmica, radiada por núcleos no degenerados. Estaradiación se propaga a la superficie, se emite, y la estrella se enfría.

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Estrellas de Neutrones

•Descubrimiento en 1932•Dada la tremenda presión los e- son forzados al núcleo.•La estrella se convierte en un cuerpo sólo de neutrones.•Los neutrones, como los electrones, también obedecen el principiode Pauli.

Neutrones degenerados.La estructura es similar a la de las enanas blancas sólo que su densidad esmucho mayor (1014 a 1015 g/cm3) y su radio mucho menor (104 km..).

Pulsares (Jocelyn Bell, 1967)•Estrellas de neutrones rotan rápidamente por conservación de momentum angular.•Neutrones decaen en protones y electrones en la superficie, generando grandescampos magnéticos.•Electrones acelerados por campos magnéticos emiten radiación sincrotrónica.

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Pulsar

Estrella de neutrones rotandoy magnetizada.

Las partículas cargadas ubicadascerca de los polos magnéticos sonaceleradas y generan dos haces deradiación.

A medida que la estrella rota estoshaces barren el espacio. Si la Tierraestá en la dirección del paso deestos haces, veremos el pulsar.