Evolucin estelar: del huevo a las supernovas

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Evolución estelardel huevo a las supernovas
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Algunos números
MSol 2 ?1030 kg MJupiter 2 ?1027
kg MTierra 6 ?1024 kg RSol 700 000
km TSol 6000 C (superficie)
Hay alrededor de 2000 estrellas en una esfera
centrada en el Sol y de radio 80 años luz (25 pc)
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Qué es una estrella?
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.
E m c2
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La cadena p p
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Cómo es una estrella?
Fotones
En el Sol un fotón tarda unos 100 000 años en
viajar del núcleo a la fotosfera!
Neutrinos
Núcleo T ? 107 C
Fotosfera T 103 - 104 C
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La composición de las estrellas
La composición química de la mayoría de las
estrellas es muy similar a la del Sol. Las
abundancias relativas, para los elementos más
significativos son
Masa
Átomos
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Nidos de estrellas
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El nacimiento de las estrellas
Nubes de hidrógeno y polvo interestelar
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El nacimiento de las estrellas
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Una simulación por ordenador
Matthew Bates (Universidad de Exeter)
Diámetro inicial de la nube 12 375 000 000 000 km
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Un paseo por Orión...
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Estrellas muy jóvenes
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Estrellas jóvenes las Pléyades
Cúmulo estelar joven 125 000 000 años
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La secuencia principal
Es la etapa de la vida de la estrella en la que
las reacciones predominantes en el núcleo son 4
H ? He energía
El Sol lleva en esta fase 5 000 000 000 años y
quema en cada segundo unos 500 millones de
toneladas de H
Tamaño de la Tierra
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Propiedades en la secuencia principal
120 MSol 15 RSol T 50 000 C
1 MSol 1 RSol T 6 000 C
12 MSol 8 RSol T 30 000 C
0.7 MSol 0.7 RSol T 5000 C
2.5 MSol 2.5 RSol T 9500 C
0.5 MSol 0.6 RSol T 3500 C
1.5 MSol 1.5 RSol T 7000 C
M lt 0.08 MSol límite subestelar Enanas
marrones
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Eyecciones de masa coronales
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Cómo es la vida de las estrellas?
La vida de la estrella es una batalla de la
presión contra la gravedad
Presión de radiación
Gravedad
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Qué sucede cuando acaba el H en el núcleo?
La gravedad comienza a dominar
Capa de H en ignición
Capa de H inerte
Estrellas de tipo solar
El núcleo se contrae Las capas exteriores se
expanden Fase de gigante roja
Núcleo de He
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Y más tarde?...
El núcleo de He hace ignición, produciendo C y O
Capa de H inerte
Capa de H en ignición
Capa de He en ignición
La estrella adquiere una estructura de cebolla
y diversos fenómenos producen la expansión de la
envoltura
Núcleo de C y O
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Nebulosas planetarias (ojo!)
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Algunos ejemplos la nebulosa Raya
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...y la nebulosa de la Hormiga
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Enanas blancas
Masa lt 1.44 MSol Densidad ? 106 - 107
g/cm3 Radio ? 1 RTierra
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Qué sucede con las estrellas más masivas?
El núcleo va produciendo elementos más y más
pesados
Capa de H, He
Capa de C, O
Capa de O, Mg, Si
Núcleo de Fe, Ni, S
El hierro es el elemento más estable la
estructura de la estrella colapsa sobre el núcleo
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Se produce una explosión supernovas
SN 1054
Nebulosa del Cangrejo
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Estrellas de neutrones (púlsares)
Eje de rotación
Haz de radiación
1.44 MSol lt Masa lt 3 MSol Densidad ? 1013 -
1015 g/cm3 Radio ? 30 km
Haz de radiación
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Un ejemplo cercano SN 1987A
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Restos de supernovas
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...y agujeros negros
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...y agujeros negros (ahora en serio)
Masa gt 8 MSol La materia se halla comprimida en
un estado desconocido
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Un esquema de la evolución estelar
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...y el ciclo de la vida continúa...