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Las Estrellas . Evolución estelar T 2 - La Tierra en el Universo Las Estrellas Evolución estelar

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Las Estrellas Evolución estelar

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¿Por qué son importantes las estrellas? Nuestro sol es una estrella, de él recibimos luz que calienta la Tierra y

permite la fotosíntesis de la que depende mayor parte la vida en la Tierra

En Big bang no se formaron elementos más pesados que el helio. Los demás elementos se formaron en las estrellas y lo enviaron al espacio.

”Somos polvo de estrellas ”

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¿Qué son las estrellas?

Una estrella es, en una definición sencilla, una esfera de gas, en su mayor parte formada por hidrógeno (H) y helio (He) con un núcleo muy caliente donde se producen las reacciones nucleares de fusión que son el origen de la luminosidad emergente en su superficie

4 protones

1 núcleo de helio

(2 protones + 2 neutrones)

E = m c2

La mayoría de las estrellas están conformadas por un 75 % de hidrógeno, un 23 % de helio y el 2 % que queda lo completan elementos más pesados, residuos de otras estrellas que finalizaron su ciclo.

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Tipos de estrellas

Las estrellas se clasifican en función de su masa, su temperatura superficial, su luminosidad, etc.

Las masas de las estrellas oscilan normalmente entre una décima parte de la solar y 20 veces la masa del Sol. La mayoría de las estrellas son menores que nuestro sol

La temperatura interior siempre es muy elevada (millones de grados) pero la temperatura superficial varía desde menos de 1.000 ºK a más de 30.000 ºK

Su luminosidad es aún más variable; desde diezmilésimas de la solar hasta 100.000 veces mayor

Igualmente su tamaño es muy variable ....

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Tipos de estrellas

Cuando se ponen en un gráfico las estrellas clasificadas por su color (que se corresponde con su temperatura superficial) frente a la luminosidad se obtiene un diagrama como el siguiente:

Diagrama HR (Hertzsprung y Russell): representación de la luminosidad de las estrellas frente a su temperatura.

Sol

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Otras estrellas son poco luminosas calientes, enanas blancas, o frías; enanas marrones. Se encuentran en la parte inferior del diagrama

La mayoría de las estrellas se agrupan en la secuencia principal, diagonal en la gráfica. En esta secuencia principal las estrellas más brillantes son las de mayor

temperatura superficial.

Algunas estrellas son frías pero muy luminosas (Parte superior derecha del diagrama). El motivo es que son de gran tamaño. Se las denomina gigantes rojas

Diagrama HR (Hertzsprung y Russell): representación de la luminosidad de las estrellas frente a su temperatura.

Tipos de estrellas

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Evolución estelar

Debido a la cantidad y a la gran variedad de estrellas existentes, se logra tener una idea de su evolución observando estrellas en las diversas fases (o etapas) de su existencia: desde su formación hasta su desaparición.

Podemos resumir las etapas de la vida de una estrella en

1. Nacimiento 2. Vida - Secuencia principal 3. Evolución y Muerte

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1. Nacimiento de las estrellas

Cuando la presión y la temperatura en el interior de

estas nubes son lo suficientemente altas (10

millones de grados), se empiezan a producir

reacciones nucleares (H He):

Cuando se inician las reacciones de fusión nuclear se dice que..

Ha nacido la estrella.

Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de la estrella.

Nebulosa del

Aguila (M16)

Pequeñas nubes de H en el

espacio se atraen por

gravedad, a la vez que se

calientan: Protoestrellas.

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2. Vida de las estrellas – Secuencia Principal

Mientras tenga suficiente combustible, las presión de expansión originada por las reacciones de fusión nuclear, equilibra la fuerza de atracción gravitatoria (equilibrio hidrostático) y la estrella mantiene un tamaño estable

Así pasa la estrella la mayoría de su vida: Secuencia Principal del Diagrama H-R

El tiempo que esté la estrella en este estado dependerá de la masa inicial de la estrella: “Cuanto mayores sean , más rápidamente

consumen su combustible nuclear.”

1 Masa Solar : 10.000 millones de años 15 Masas Solares : 10 millones de años.

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La evolución se las estrellas las pasa por distintas fases y

dependerá de la masa inicial de la estrella:

Si la estrella es de tamaño medio (como el Sol) se va

expandiendo hasta convertirse en una gigante roja, que cuando

se le agote el hidrógeno y el helio se convertirá en una enana

blanca, expulsando las capas exteriores formando una nebulosa

planetaria.

Si la estrella es grande y densa (cinco veces la masa del Sol),

dará lugar a una supergigante roja y terminará su vida como una

supernova. En el centro queda una estrella de neutrones.

Si se trata de una estrella muy grande y muy densa, después de

convertirse en supernova, dará lugar a un agujero negro.

3. Evolución de las estrellas

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3. Evolución de las estrellas

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3. Evolución y Muerte de las estrellas

Masa Inicial Estado evolutivo final

M < 0,01 Msolar Planeta

0,01Msolar<M<0,08Msolar Enana marrón

0,08Msolar<M< 12 Msolar Enana blanca

12 < M < 40 Msolar Supernova + estrella de

neutrones

M > 40 Msolar Supernova + agujero negro

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Capa de H en ignición

Núcleo de He

Capa de H inerte

- El núcleo se contrae

- Las capas exteriores se

expanden

“Fase de gigante roja”

3. Evolución de las estrellas tipo solar

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Núcleo de C y O

Capa de H en ignición

Capa de He en ignición

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El núcleo de He hace ignición, produciendo C y O

La estrella adquiere una estructura de “cebolla” y diversos fenómenos producen la expansión de la envoltura

Capa de H inerte

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El Sol (ahora y cuando llegue a su etapa de Gigante Roja)

El Sol en la Secuencia Principal. Diámetro = 1’4 x 106 km = 0’01 UA

El Sol como gigante roja. Diámetro = 1 UA

En esta etapa, la vida en la Tierra no será posible, porque quedará engullida por el Sol.

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3. Muerte de las estrellas como el Sol

Tras ser gigante roja, acaban por expulsar las capas

más exteriores: nebulosas planetarias.

En el centro, queda el núcleo de la estrella original,

de carbono a gran presión (=diamante): enanas

blancas.

Acaban enfriándose lentamente hasta el final de los

tiempos.

Nebulosa Anular Enana blanca central

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3. Evolución y Muerte de las estrellas masivas

Cada vez que se agote un elemento se vuelve a producir una

contracción Aumento de Temperatura, nueva fusión de

elementos., y expansión de capas exteriores formando una

Supergigante Roja, hasta que concluya con la fusión de átomos de

hierro, que provoca un colapso brusco, seguido de una explosión

expectacular de las capas exteriores : SUPERNOVA

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El núcleo de la estrella se comprime formando una estrella de

neutrones. La materia en estos objetos se ha comprimido tanto que su

densidad alcanza a valores tales que, que los electrones se combinan con

los protones dando lugar a la formación de nuevos neutrones.

Si la masa que queda en el núcleo es aún mayor, la estrella colapsa

formando un objeto aún más denso, Un agujero negro, en el que ni la

luz puede escapar de su atracción gravitatoria

3. Evolución y Muerte de las estrellas masivas

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Aumento de densidad

Efecto rebote

Formación de onda de choque

Explosión muy violenta

Supernova

IMPLOSIÓN

3. Evolución y Muerte de las estrellas masivas

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Los restos gaseosos de una supernova (que se denominan remanentes) se esparcen cubriendo una extensa zona del espacio, formando una nube en permanente expansión que se aleja a varios miles de kilómetros por segundo

El gas que compone un remanente de supernova es bastante diferente al gas de la nube que formó a la estrella:

La nube original casi exclusivamente por hidrógeno y helio

En el remanente gran variedad de elementos químicos, restos de la fusión nuclear que ocurriera en la estrella desaparecida y también otros formados durante la explosión que se produce en la fase de supernova

3. Evolución y Muerte de las estrellas masivas

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Contracción Secuencia

principal

Gigante roja Enana

blanca

Supergigante Supernova

Estrella de neutrones

– Agujero negro M* > 8 MSol

0,75 MSol < M* < 8 MSol

Un esquema de la evolución estelar:

Nebulosa

planetaria

Una vez que se consume el hidrógeno del núcleo, la evolución y muerte de las estrellas dependerá de la masa inicial que tuviera la estrella

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Supergigante Roja α-Orionis = Betelgeuse

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Cassiopeia A: Una supernova que explotó hace 325 años. Diámetro: 10 años luz (imagen infrarrojo)

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Supernova 1987-A

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M1, la nebulosa de Cangrejo: Remanente de una supernova del año 1054