Javier Gorgas Universidad Complutense de Madrid

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Javier GorgasUniversidad Complutense de Madrid
Desvelando el Universo
Del microcosmos al macrocosmos
Las estrellas
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Tema 0 Introducción Tema 1 La visión del mundo
previa al siglo XX Tema 2 La Teoría de la
Relatividad Tema 3 La Mecánica Cuántica Tema 4
Átomos, moléculas y biomoléculas Tema 5 Física
nuclear Tema 6 Física de partículas Actividad
Complementaria El mundo de las partículas y los
aceleradores Tema 7 Historia de la Astronomía y
Astronomía básica Tema 8 Los instrumentos del
astrónomo Tema 9 El trabajo del astrónomo
profesional Tema 10 El Sistema Solar Tema 11
Las estrellas Tema 12 El medio interestelar y la
Vía Láctea Tema 13 Las galaxias Actividad
Complementaria Visita al Observatorio UCM Tema
14 Cosmología observacional
PROGRAMA Curso 2007/08
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Javier GorgasUniversidad Complutense de Madrid
Desvelando el Universo
Del microcosmos al macrocosmos
Las estrellas

• Introducción
• Midiendo las estrellas
• El nacimiento de las estrellas
• La vida en la secuencia principal
• Evolución estelar
• La muerte de las estrellas

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Introducción
Hay alrededor de 100.000 millones de estrellas en
nuestra Galaxia. No son objetos divinos. Están
hechas del mismo material que la Tierra. Son como
el Sol, pero con una gran variedad de tamaños,
colores y brillos. Hoy conocemos por qué brillan,
cuándo y por qué nacieron, y cuándo y cómo
morirán.
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Midiendo las estrellas
Distancias a las estrellas
es el Sol una estrella como las demás pero mucho
más lejana? La distancia al Sol es de 1 UA
1.49x108 km
Método de la paralaje medir el cambio aparente
de posición de un objeto cuando se observa desde
dos puntos distintos
Cuanto más lejos está una estrella, menor es su
paralaje estelar
p paralaje estelar (en segundos de arco) d
distancia (en parsecs)
1 pc 3.09x1013 km 202 UA 3.26 años-luz
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Midiendo las estrellas
Distancias a las estrellas
La estrella más cercana (Próxima centauri) tiene
una paralaje de p 0.772 arcseg ? d 1.30 pc
4.2 a.l.
A menos de 10 pc están algunas de las estrellas
más brillantes (Sirio, Vega, Procyon, Altair)
Proxima centauri
El satélite Hipparcos ha medido las distancias a
más de 100000 estrellas a menos de 100 pc de la
Tierra
Pero la mayoría de las estrellas están demasiado
lejos para medir su paralaje
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Midiendo las estrellas
Luminosidad de las estrellas
El brillo aparente de una estrella no sólo
depende de su distancia (ej. Próxima centauri),
sino también de su luminosidad intrínseca
Luminosidad L energía que emite la estrella por
segundo Brillo aparente b energía recibida por
segundo y unidad de área
Si se conoce la distancia puede determinarse la
luminosidad de una estrella
Para el Sol
Para aCen
Las luminosidades de las estrellas varían entre
10-4 y 106 veces la luminosidad del sol
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Midiendo las estrellas
Color y temperatura
Las estrellas tienen diferentes colores.
El color es una indicación de la temperatura en
la superficie
Al aumentar la T, la estrella emite más radiación
en longitudes de onda más cortas (más azul)
La luminosidad también aumenta con la temperatura
Curvas espectrales para diferentes cuerpos
negros
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Midiendo las estrellas
Espectros estelares
Los espectros de las estrellas proveen
información sobre la temperatura en la
superficie, la gravedad superficial (depende del
R y la M) y la composición química
El espectro del Sol
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Midiendo las estrellas
La clasificación espectral
O B A F G K M
(Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me)
La temperatura superficial determina la
visibilidad de las líneas espectrales
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Midiendo las estrellas
El tamaño de las estrellas
El radio de una estrella puede determinarse a
partir de su luminosidad y su temperatura
superficial
Betelgeuse
Sol
Observaciones HST de Betelgeuse
Sirio B (enana blanca)
tamaño de la estrella
Las tamaños de las estrellas varían entre 0.01 y
1000 veces el radio del sol
órbita de la Tierra
órbita de Júpiter
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Midiendo las estrellas
Determinando los parámetros de una estrella
Paralaje (p)
Brillo aparente (b)
Espectro
Composición química
Tipo espectral
Temperatura superficial (T)
Distancia (d)
Luminosidad (L)
Radio (R)
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Midiendo las estrellas
El diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R)
T
Cuando se representa la luminosidad frente al
tipo espectral (o la temperatura superficial) las
estrellas ocupan preferentemente ciertas regiones
del plano
L
supergigantes
gigantes rojas
secuencia principal
enanas blancas
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Midiendo las estrellas
Clases de luminosidad

• I supergigantes
• III gigantes
• IV subgigantes
• V secuencia principal

Sol
La secuencia principal es una secuencia en masas
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Midiendo las estrellas
Estrellas binarias
Las observaciones de estrellas binarias permiten
calcular las masas de las estrellas usando las
leyes de Kepler
De la comparación de sus órbitas alrededor del
centro de masas se puede calcular
En las binarias eclipsantes se pueden determinar
mejor los parámetros estelares (ej. radios)
Curva de luz
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Midiendo las estrellas
Binarias espectroscópicas
Cuando las dos estrellas de un sistema binario
están demasiado juntas para observarlas
separadas, aún pueden determinarse parámetros
estelares El espectro es la mezcla del espectro
de las dos estrellas (con temperaturas
superficiales generalmente diferentes) Las líneas
espectrales de cada estrella se desplazan hacia
el azul y el rojo al moverse la estrella en su
órbita (EFECTO DOPPLER) De las curvas de
velocidad radial se pueden determinar las masas
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El nacimiento de las estrellas
Donde nacen las estrellas?
Las estrellas se forman a partir del gas del
medio interestelar
Para que se produzca la formación estelar el gas
debe ser muy denso y estar muy frio (T10 K)
Nubes moleculares gigantes de gas y polvo (pueden
tener tamaños de 100 pc y masas de 106 veces la
del sol) Se detectan en el rango infrarrojo
Orion con Spitzer
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El nacimiento de las estrellas
Ej. Los pilares de la nebulosa del Águila
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El nacimiento de las estrellas
Colapso y contracción de las nubes
Dentro de las nubes hay regiones algo más densas
que pueden empezar a colapsar por separado. La
gravedad supera a las fuerzas de presión en el
interior.

• Colapso En la primera fase la temperatura de la
  nube no aumenta (radiación en el IR). Fase breve
  (105 años). Fragmentación de la nube.
• Contracción Cuando la densidad es alta, la nube
  es opaca a su radiación y empieza a calentarse
  (Protoestrella)

Cúmulo de estrellas recien formadas inmerso en
una nube molecular
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El nacimiento de las estrellas
Discos de gas alrededor de estrellas jóvenes en
Orion
Discos y Jets
Gran parte del gas colapsa hacia un disco
(conservación del momento angular). Pueden ser
el origen de los sistemas planetarios Parte del
gas (10) puede ser eyectado a través de jets
polares
Objeto Herbig-Haro
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Midiendo las estrellas
Hacia la secuencia principal
Las protoestrellas evolucionan rápidamente hacia
la secuencia principal, disminuyendo su radio y
aumentando la temperatura en su interior
Las estrellas nacen en grupos
Cuando la temperatura central es suficientemente
alta, comienzan las reacciones nucleares en el
centro y la estrella comienza su vida en la
secuencia principal
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La vida en la secuencia principal
Cuál es la fuente de energía en el Sol?
Contracción de una esfera gaseosa? (Kelvin
versus Darwin) t 106 años
Todas las estrellas de la SP generan su energía a
partir de la fusión nuclear del hidrógeno en
helio en sus regiones centrales
tiempo
E mc2
4 1H ? 4He
1000 g de H producen 993 g de He
Eficiencia del proceso 0.7 Energía producida
por 1kg de H 6.3x1014 J (20.000 toneladas de
carbón)
En el sol, el H se consume a un ritmo de 6x1011
kg/s
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La vida en la secuencia principal
La estructura de las estrellas
La combustión en el núcleo se mantiene estable
gracias a su termostato presión-temperatura
El interior estelar está en perfecto equilibrio
hidrostático (en cada punto las fuerzas de
presión se anulan con las de la gravedad)
FG
FP

• La energía se transporta hacia el exterior por
• Radiación los fotones transportan la energía
• Convección celulas de material más caliente
  ascienden

• El Sol y estrellas poco masivas
• Núcleo radiativo
• Envoltura convectiva

• Estrellas masivas (gt2Mo)
• Núcleo convectivo
• Envoltura radiativa

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La vida en la secuencia principal
La evolución durante la secuencia principal
Salida de la SP
Según se va consumiendo el H, el núcleo se
contrae y se acelera el ritmo de las fusiones
nucleares. La estrella se va haciendo más
brillante. El sol está a la mitad de su vida.
El H se ha reducido a la mitad.
Sol
Llegada a la SP
Tiempo de permanencia en la SP
Sol
años
años
Para estrellas masivas de la SP (ej. 40Mo)
El tiempo de permanencia en la SP disminuye
rápidamente al aumentar la masa de la estrella
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La vida en la secuencia principal
Estrellas muy masivas
Las estrellas muy masivas, con altas temperaturas
en su superficie, evolucionan muy rápidamente,
expulsando grandes cantidades de gas durante su
corta evolución en la SP
Estrella Wolf Rayet de 40 Mo, crea una burbuja a
su alrededor cuando el material expulsado
interacciona con el medio interestelar. Pérdida
de masa de 1 MT/año
Nebulosa creada por la expulsión de masa de un
sistema binario compuesto por dos estrellas muy
calientes (Tsup120.000 K)
Estas estrellas agotan el H de sus núcleos muy
rápidamente, quemando a continuación el He, C, O,
etc hasta producir un núcleo masivo de Fe ? ?
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La vida en la secuencia principal
Estrellas muy poco masivas y enanas marrones
Las estrellas poco masivas son mucho más comunes
que las muy masivas. Las estrellas con masas lt
0.8 Mo tienen una vida mayor que la edad del
Universo Para masas menores de 0.08 Mo, no se
alcanza la temperatura necesaria para que
comiencen las reacciones nucleares.
Estrictamente, no son estrellas
Enanas marrones
Objetos muy frios (Tsup1000 K) Emiten en el
infrarrojo Se encuentran orbitando alrededor de
otras estrellas o flotando libremente
Primera enana marrón detectada. 2000 veces menos
luminosa que su compañera, 100.000 menos luminosa
que el Sol. Unas 50 veces la masa de Jupiter
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Evolución estelar
Gigantes rojas
Al acabarse el H en el núcleo éste se contrae. El
H se sigue quemando en una capa cada vez más
rápidamente. Esta fusión produce la expansión de
las capas exteriores. La estrella es una gigante
roja.

• Durante la fase de gigante roja (RGB)
• El radio se multiplica por 100 (engullendo
  muchos de sus planetas)
• La superficie se hace más fría (Tsup 3500 K)
• La luminosidad se multiplica por 1000.
• Al final se prende el He en un suceso explosivo
  (flash de He)

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Evolución estelar
Fases avanzadas de la evolución estelar

• El He se quema tranquilamente en el núcleo de la
  estrella por el proceso triple-a, produciéndose C
  y O.
• La estrella está en la fase de la Rama Horizontal
  (HB), donde permanece 109 años. Su superficie es
  más caliente.
• Se acaba el He en el núcleo. Este se contrae y se
  vuelve a expandir la envoltura. La estrella entra
  en la fase de la Rama Asintótica de las Gigantes
  (AGB).
• Tiene dos capas de fusión (H?He y He ?C,O) y un
  núcleo inerte de C y O. Su radio aumenta hasta
  200 Ro y su luminosidad hasta 10.000 Lo.
• Es una fase muy inestable, con pulsaciones. Al
  final, en una pulsación se expulsan todas las
  capas y

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Evolución estelar
Evolución tras la secuencia principal
Secuencia principal Combustión del H en el núcleo
Gigante roja Núcleo inerte de He, capa de
combustión de H
Comienza la combustión del He en el núcleo con el
flash de He
Casi todo H, sin reacciones nucleares
Casi todo He, sin reacciones nucleares
Casi todo C y O, sin reacciones nucleares
Combustión del H
Combustión del He
Rama horizontal Combustión del He en el núcleo
Se acaba el He Núcleo inerte de C y O
Rama asintótica de las gigantes Combustión del H
y el He en capas
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Evolución estelar
La evolución se demuestra
La teoría de la evolución estelar se demuestra y
se refina comparando las predicciones de los
modelos con las observaciones del diagrama HR en
cúmulos estelares (en un cúmulo todas las
estrellas tienen la misma edad y la misma
composición química)
Trazas evolutivas teóricas
Diagrama HR observado de un cúmulo estelar
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La muerte de las estrellas
Nebulosas planetarias
Al final de la fase de la Rama Asintótica de las
Gigantes se producen violentas explosiones debido
al apagado y la reignición explosiva de las capas
de fusión. Las pulsaciones son cada vez más
rápidas y en una de ellas se expulsan todas las
capas exteriores a velocidades de decenas de
km/s Una estrella como el Sol perderá el 40 de
su masa, quedándose el núcleo caliente
desnudo. Ese núcleo ilumina el material eyectado,
compuesto por gas caliente y polvo. Es una
nebulosa planetaria
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La muerte de las estrellas
Enanas blancas

• El núcleo desnudo de la estrella después de la
  expulsión colapsa y se enfría rápidamente
  convirtiéndose en una enana blanca
• Tsup10000 K. Densidad muy alta (109 kg/m3 la
  mitad de la masa del sol en un radio como el de
  la Tierra).
• No tienen reacciones nucleares. Simplemente
  radian su energía y se enfrían lentamente durante
  miles de miles de millones de años.

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La muerte de las estrellas
La evolución de las estrellas muy masivas
La evolución es muy rápida (106 años) No tienen
fases RGB, HB o AGB.
Una vez que se acaba un elemento en el núcleo,
este se contrae y rápidamente empieza la
combustión de un elemento más pesado
Al final la estrella tiene una estructura en
capas de cebolla. Una estrella de 8 Mo termina
formando un núcleo de hierro (Fe) de 1 Mo en un
solo día!
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La muerte de las estrellas
Supernovas de tipo II
M gt 8 Mo
Al aumentar la temperatura a 5x109 K, el núcleo
de Fe se foto-desintegra en 1 segundo
56Fe ? p , n e- p ? n ?
Esto enfría el núcleo y este colapsa liberando
1046 J
Nada puede parar el colapso, hasta que la
densidad del núcleo colapsado se acerca a la
densidad de los neutrones
Nebulosa del Cangrejo (año 1054, China)
Las capas exteriores caen, se produce una
nucleosíntesis explosiva, rebotan y salen
expulsadas a decenas de miles de km/s ?
Remanentes de supernovas
La luminosidad de la estrella aumenta en un
factor 108
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La muerte de las estrellas
SN1987A
23 de febrero de 1987. Gran Nube de
Magallanes. Sanduleak-69202, una estrella de 20
Mo de tipo B explota. La SN mejor estudiada de la
historia
Curva de luz
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La muerte de las estrellas
(Casi) todos los elementos del Universo se forman
en las estrellas.
Excepto el H y parte del He, todos los elementos
químicos se crean en los interiores de las
estrellas durante su evolución tranquila o en las
explosiones de supernovas.
41H ? 4He 34He ? 12C 12C 4He ? 16O 12C 12C ?
24Mg 16O 16O ? 32S 16O 4He ? 20Ne 28Si 74He
? 56Ni .
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La muerte de las estrellas
Supernovas de tipo Ia
La masa límite de una enana blanca es la Masa de
Chandrasekhar
Sistema binario compuesto por una estrella
gigante y una enana blanca con M lt MCH. Al
evolucionar, la gigante transfiere masa a la
enana blanca y la masa de esta sobrepasa el
límite. La enana blanca colapsa y se produce el
fenómeno de supernova No tienen hidrógeno.
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La muerte de las estrellas
Estrella de neutrones
El núcleo de una SN (rico en neutrones) puede
detener su colapso cuando su densidad se acerca a
la densidad interna de los neutrones ? Estrella
de neutrones (M lt 3 Mo) La densidad es de 1017
kg/m3 (una masa mayor que la del sol en una
esfera de 10km) Rota a muy alta velocidad
(cientos de vueltas por segundo) (g 1012
m/s2) Un intenso campo magnético produce dos
estrechos haces de radiación ? Púlsar
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La muerte de las estrellas
Agujeros negros
Si la masa del núcleo colapsado es mayor de 3 Mo,
ni siquiera las fuerzas entre los neutrones
pueden para el colapso ? agujero negro Toda la
masa concentrada en un sólo punto (o un radio muy
pequeño). La gravedad es tan grande que ni
siquiera la radiación puede escapar ? negro Se
detectan por su atracción sobre otros objetos o
por el disco de acreción que forma la materia al
caer (emisión en rayos X)
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Las estrellas tienen planetas
Ej. Un sistema con 3 planetas de masas 5, 8 y 15
veces la masa de la Tierra. En órbitas de 13, 5 y
84 días
41
(No Transcript)