evoluciòn estelar
Post on 04-Jun-2015
2.223 Views
Preview:
DESCRIPTION
TRANSCRIPT
Dr. Nikolaus Vogt Departamento de Física y AstronomíaUniversidad de Valparaíso
Son masas de gases (plasma), principalmente hidrógeno y helio.
Sólo en la vía láctea hay 200.000 millones
En las nebulosas además de formarse una estrella, también es nido de un posible sistema planetario.
Posible evidencia de formación de sistemas solares alrededor de otras estrellas.
El polvo y el gas presente en la nebulosa comienza a “acretarse” (disco de acreción), alrededor de un punto de mayor densidad de material. Todo producto de la atracción gravitacional.
Una vez que la densidad y la temperatura del gas y polvo que se reunió, alcanza un cierto límite, allí nace una estrella.
M 20: Nebulosa
“Trifid”
NGC 2264 y S Mon: “piel de zorro”
NGC 2264 (detalle)
NGC 6559: Gas, polvo y estrellas
M 16: Nebulosa del águila
(detalle)
NGC 2237 (Nebulosa “Rosette”) y NGC 2244 (el cumulo central)
NGC 2237 (Nebulosa “Rosette”)(detalle)
M 42: la nebulosa grande en Orión
IC 1396 en colores artificiales: rojo=S, verde=H y
azul=O
IC 1396 (detalle): “La trompa del
elefante”
Estrella joven y nube obscura
NGC 604: Sala cuna de estrellas
Al momento que se alcanza dicho límite, la presión que se ejerce debido a la densidad y la Temperatura comienzan las reacciones nucleares que la mantendrán funcionando durante un largo tiempo.
Etapas de las formación de una estrella
Beta Pictoris: talvez un sistema planetaria en formación
Las estrellas también pueden estar acompañadas por otras estrellas, formando un “Sistema Binario (2) o múltiple (3 o más)”
Los llamados cúmulos de estrellas, son grandes agrupaciones de estrellas de la misma edad.
Un cúmulo muy joven en el proceso de formación: IC 5146
Un cúmulo no tan joven: Las Pléyades
Un cúmulo abierto viejo: NGC 2266
• Temperatura superficial: desde 3000 K (estrellas M) hasta 50000 K (estrellas OB)
• Masa: desde 0,08 masas solares hasta unos 100 masas solares
• Luminosidad: desde unos 0,0001 hasta 100000 luminosidades solares
¿Qué pasa en la secuencia principal?
4 protones (núcleos del elemento mas liviano: hidrogeno) se combinan a un núcleo de helio, liberando dos positrones, que se anulan con dos electrones emitiendo energía en forma de radiación electromagnética (“luz”)
La ecuación de Einstein
Energía eléctrica, creado por año:• En Chile: 48,6 · 109 kWh = 1,94
kg• En USA: 3,8 · 1012 kWh = 152 kg• En el mundo entero: 15,3 · 1012
kWh = 612 kg
Equivalencia de masa y energía
Eficiencia de la fusión nuclear:
• Solo 0,7 % de la masa total del Hidrogeno se trasforma en energía, el resto (99,3%) corresponde a la masa del Helio
• Solo en un 10% de la masa total de la estrella (en su centro) hay condiciones favorables para la fusión nuclear (temperatura y presión elevada)
• Para una estrella como el Sol, la etapa de vida dura cerca de 10.000.000.000 años, mientras que una estrella 10 veces más masiva, será 10.000 veces más brillante, pero sólo durará 100.000.000 de años.
Una estrella por dentro
• Observación directa de la expulsión de material de una estrella agonizante:
V 838 Mon
NGC 2440
Nace una enana blanca nueva
NGC 6751
NGC 3132
Nebulosa Hormiga
NGC 6543 („Ojo del gato“)
(areas externas)
NGC 6543 („Ojo del gato“)
M 57 (Nebulosa anillada)
IC 1296
M57
M27 (Dumbbell)
El „rectangulo rojo“
(„Egg Nebula“)
Nebulosa „Huevo“
NGC 6369
„El pequeño fantasma“
NGC 2392: La cara del esquimal
M2-9: Nebulosa de mariposa
NGC 7009: La nebulosa „Saturno“
Abell 39: Una nebulosa planetaria circular
La muerte de una estrella del tamaño del sol da lugar a una “Enana blanca”.
Diámetros : 4000 a 28000 km (comparables con los planetas)
Masas : 0.2 a 1.4 masas solares
Temperaturas muy altas, debido a su densidad. Varían entre 100.000 y 4000 K.
¿Enanas marrones o cafés?La muerte de una estrella no da
origen a una enana café, sino que son estrellas que no alcanzaron la suficiente masa como para iniciar reacciones nucleares y convertirse en estrellas.
Resumiendo la vida del Sol
Se produce por el agotamiento del combustible (H)Comienza el proceso de expansión de la estrella a una “Gigante Roja” y terminando (en casos de mayores masas) en “Supernovas”
Supernova 1987 en la Nube Grande de Magallanes
Cadena de reacciones nucleares en estrellas
Supergiganteα Orionis = Betelgeuse
Betelgeuse
La supernova es un evento poco común. En nuestra galaxia se observa una supernova cada 200 años.
En estas explosiones, la mayor parte de la masa de la estrella original se lanza a grandes velocidades. Con el paso de los años, el remanente de la supernova se esparcirá, creando una nebulosa.
M1, la nebulosa de Cangrejo: Remanente de una supernova del año 1054
Supernova 1987A
SN 1987A en al Gran Nube Magallánica: 16 años después
Cassiopeia A: una supernova que explotó hace 325 años.
Diámetro: 10 años luz (imagen infrarrojo)
M1, la nebulosa de Cangrejo: Remanente de una supernova del año 1054: visión global y detalle, con el pulsar rotando
30 veces por segundo
N63A en la Gran Nube Magellánica, unos 2000 años después de la explosión supernova. Diámetro: 25 años luz
IC 443: Remanente de una supernova galáctica hace 8000 años
Simeis 147: Remanente de una explosión supernova hace mas que 100000 años
(imagen filtro Hα). Diámetro: 150 años luz
NGC 6960: Nebulosa “Escoba de la bruja” en Cygnus
Masas : 1 a 3 masas solares
Diámetro : 10 a 20 km
Jocelyn Bell (1967)
Una estrella de neutrones gira muy rápido sobre su propio eje, produciendo radiación en forma de ondas de radio
Se produce por un colapso gravitatorio gigantesco, haciendo que su radio sea muy pequeño y su densidad muy alta.
Se le llama “agujero negro”, porque su fuerza de gravedad es tan grande, que ni siquiera la luz puede escapar, por eso es negro.
Una vez que las estrellas colapsan y terminan su vida, su explosión de material da nacimiento a nueva vida.
Medios de contacto
Dirección postal
Departamento de Física y Astronomía
Universidad de Valparaiso
Avenida Gran Bretaña 1111
Cerro Playa Ancha
Valparaiso
Teléfono
(56)-(32)-2508426
Correo electrónico
Nikolaus.vogt@uv.cl
http://www.dfa.uv.cl
top related