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Las estrellas
• La nube es inestable gravitatoriamente y colapsa.
• Distintos nucleos empiezan a colapsar por separado (fragmentación).
• Disminuye V, aumentan T y P, y se inician reacciones nucleares: tenemos una protoestrella.
• Consecuencia → la estrellas no nacen solas, nacen en grupos (cúmulos).
Regiones HII en la galaxia del remolino (M51) Cúmulo de las Pléyades (M45)
Evolución Estelar
• Cuando la estrella se estabiliza entra en la etapa más larga de su vida: la Secuencia Principal.
• Las altas temperaturas del núcleo (hasta 50 millones de grados) ocasionan reacciones nucleares de fusión que mantienen el motor estelar en marcha.
• H+H → He + Energía (diferentes mecanismos según el tipo de estrella)
La • El tipo espectral de una estrella, es un parámetro que hace referencia a la temperatura de su atmósfera (y por lo tanto a su color).
• O (35.000 K)
(ξ Puppis)
• B (15.000 K)
(Rigel)
• A (9.000 K)
(Vega)
• F (7.000 K)
(Altair)
• G (5.500 K)
(Sol)
• K (4.000 K)
(Arturo)
• M (3.000 K)
(Aldebarán)
T (k)
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• La clase de luminosidad es otro parámetro que se refiere al tamaño de las estrellas.
• Ia: Supergigantes muy luminosas (µ Cephei, 25 Mo, 1.450 Ro)
• Ib: Supergigantes menos luminosas (Deneb, 25 Mo, 250 Ro).
• II: Gigantes luminosas (Polaris, 6 Mo, 30 Ro).
• III: Gigantes normales (Fomalhaut, 3 Mo, 10 Ro).
• IV: Subgigantes (Procyon, 1,5 Mo, 2 Ro).
• V: Enanas (Sol).
• VI: Subenanas (ε Eridani, 0,8 Mo, 0,8 Ro).
• D: Enanas blancas (Sirio B, 0,6 Mo, 0,02 Ro).
• Si descomponemos la luz del Sol, por ejemplo, obtenemos
el espectro solar. Aquí tenemos la parte del espectro solar correspondiente al visible:
λ
• Aparecen una rayas negras sobreimpuestas justo en ciertas longitudes de onda… las conocemos como líneas de absorción y están originadas por los elementos químicos presentes en la atmósfera estelar.
• Cuando acaba el H del núcleo la estrella abandona la Secuencia Principal y entra en la “madurez”.
• Si la estrella es muy masiva (gigante azul), entonces T en el núcleo es muy alta y acaba el H muy rápido, está en la SP unos pocos millones de años.
• Si la estrella es enana, T en el núcleo es baja y consume el H más pausadamente. Está en la SP miles de millones de años.
Evolución para masa baja (1 M�)
• Cuando acaba el H del núcleo se contrae, T en el núcleo ↑↑ y comienzan reacciones en el núcleo de He que formó.
• A la vez las capas exteriores se expanden. La estrella está en la fase de Gigante Roja(se vuelve más luminosa y rojiza).
• La fusión del Helio origina como residuo Carbono, Oxígeno, Nitrógeno... (elementos cada vez más pesados). Recordatorio: los EQ se forman en las estrellas !!!
Gigante Roja vs SolDiámetro = 1 U.A. (Arturo, Aldebarán…)
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• El proceso de expansión de las capas exteriores continúa, originando una nebulosa planetaria. El núcleo, ya sin fusión del Helio, queda al descubierto y es lo que conocemos como una enana blanca.
• La primera enana blanca descubierta fue Sirio B (1915). Su temperatura es muy alta, pero dado que su luminosidad es muy baja, esto implica un radio muy pequeño, similar al terrestre.
• En 1925 se descubrió su enorme densidad (unos 1000 kg/cm3) por el corrimiento al rojo gravitacionalque produce (la radiación pierde energía al salir de un campo gravitatorio tan intenso y la vemos enrojecida, líneas desplazadas al rojo) (*)
(*) Es una predicción – corroboración de la Relatividad General. El tiempo transcurre más lento desde nuestro punto de vista en las cercanías de un campo gravitatorio intenso…
Evolución para masas altas
• Cuando se acaba el H fusiona el He para dar C y N. Cuando acaba el He empieza a fusionar el C y el N, sintetizando elementos cada vez más pesados.
• Al mismo tiempo, la atmósfera estelar se expande varias U.A’s. Es la fase de Supergigante Roja.
• La estrella se encuentra con un núcleo de Fe que ya no puede fusionar.
• La temperatura del núcleo produce fotodesintegración y neutronización. El núcleo colapsa a un objeto supercompactoy las capas exteriores son barridas por viento de neutrinos (pueden llegar a rebotar en el núcleo compacto). Es una explosión de Supernova de tipo II.
• Se sintetizan elementos pesados y se enriquece el MI.
• El brillo de la explosión puede igualar al de toda una galaxia.
• El núcleo de Fe sobre el que se derrumba la estrella se convierte en una estrella de neutrones.
• - y + se combinan para formar neutrones, que pueden compactarse mucho.
• La estrella de neutrones tiene la masa de todo el núcleo de Fe (1M�) y el tamaño de una ciudad. Su densidad es de 1017 kg porcm3.
• Giran varias veces por segundo, son los púlsares.
• Tienen potentes campos magnéticos que los hacen muy brillantes en radio. Cada vez que el haz enfoca a la Tierra (si lo hace) se detecta el púlsar.
• El primero detectado, el del remanente de SNM1, PSR0531+121, se confundió con señales inteligentes.
• Rota 30 veces por segundo.
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• Lo dicho anteriormente es válido si la masa de la estrella es < 8 M�.
• Es así ya que las capas interiores de la estrella de neutrones “aguantan” el peso de las exteriores. Pero este mecanismo tiene un límite…
• Si la masa del núcleo de Fe era muy grande, la estrella de neutrones no se sostiene, colapsa y da lugar a un Agujero Negro Estelar.
Disco de acrección –emisión de rayos X
Cygnus X-1 se encuentra a unos 6000 años luz en la dirección de la constelación del Cisne. La estrella principal es de la octava magnitud y se observa con prismáticos.
• Dos o más estrellas ligadas por la gravedad que orbitan en torno a un centro de masas común se denominan un sistema estelar múltiple.
• Pueden estar tan alejadas que podamos desdoblarlas desde la Tierra, o tan cerca que lleguen a interaccionar, evolucionando como un solo objeto.
• Las binarias visuales son parejas reales (no ópticas) que separan desde la Tierra con telescopio.
Albireo (separación de 34’’)
• Al observar el espectro de ciertas estrellas se ven dos espectros superpuestos. Son binarias espectroscópicas.
• Cuando A se acerca (B se aleja), las líneas de A se desplazan al azul (λ↓) por efecto Doppler mientras que las de B se desplazan al rojo (λ↑), y viceversa.
A la Tierra
• El desplazamiento en las líneas de B es mayor porque se mueve más rápido que A.
• En estos puntos la componente de la velocidad en dirección a la Tierra es máxima, y el desplazamiento de las líneas máximo.
• La componente de la velocidad en dirección a la Tierra es nula, y el desplazamiento de las líneas es nulo.
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• Existen estrellas cuyo brillo visto desde la Tierra (i.e. su magnitud aparente) cambia en el tiempo. Son las Estrellas Variables.
• Nos referimos a cada tipo de variable con el nombre de la estrella prototipo. Por ejemplo, las Cefeidasdeben su nombre a la estrella δ de la constelación de Cefeo.
• El Sol presenta variaciones de luminosidad que rondan el 0’1%. No se le considera una estrella variable.
• Clasificamos las estrellas variables en dos grandes grupos:
• Intrínsecas: en ellas los cambios de brillo están causados por variaciones de tamaño y temperatura (pulsaciones), por erupciones…
• Extrínsecas: los cambios de brillo están causados por la presencia de una compañera (variables eclipsantes), por tener grandes grupos de manchas (variables rotantes)…
Variables Pulsantes Cefeidas:
• Se trata de estrellas masivas evolucionadas, cuyo interior es recorrido por ondas (vibraciones), que resuenan una y otra vez del núcleo a la superficie.
• Estas ondas provocan variaciones en el radio de la estrella (pulsos). Cuando R↓T↑ y su luminosidad aumenta, cuando R↑ T↓ y su luminosidad disminuye.
• Por su origen, el período de estas variaciones siempre es el mismo.
• δ Cephei pasa de 3,7 a 4,5 y vuelve a 3,7 mag en 5d 8h 47m.
• Las pulsantes son muy importantes en astrofísica porque su período es proporcional a la luminosidad de la estrella (M = -2,8*log P -1,43).
• Entonces, midiendo su período podemos calcular su brillo intrínseco. Y por comparación con su brillo visto desde la Tierra podemos deducir a que distancia están !. (Henrietta Leavit, siglo XX, el Universo crece desmesuradamente.)
• Las Cefeidas además son estrellas muy luminosas, lo que nos permite buscarlas en otras galaxias y determinar la distancia a la que están.
Cefeida en M100 (56 millones de años luz)