evoluciòn estelar

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Dr. Nikolaus Vogt Departamento de Física y Astronomía Universidad de Valparaíso

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Fotografiar y definición

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Page 1: Evoluciòn Estelar

Dr. Nikolaus Vogt Departamento de Física y AstronomíaUniversidad de Valparaíso

Page 2: Evoluciòn Estelar

Son masas de gases (plasma), principalmente hidrógeno y helio.

Sólo en la vía láctea hay 200.000 millones

Page 3: Evoluciòn Estelar

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.

Page 4: Evoluciòn Estelar

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.

Page 5: Evoluciòn Estelar

M 20: Nebulosa

“Trifid”

Page 6: Evoluciòn Estelar

NGC 2264 y S Mon: “piel de zorro”

Page 7: Evoluciòn Estelar

NGC 2264 (detalle)

Page 8: Evoluciòn Estelar

NGC 6559: Gas, polvo y estrellas

Page 9: Evoluciòn Estelar

M 16: Nebulosa del águila

(detalle)

Page 10: Evoluciòn Estelar

NGC 2237 (Nebulosa “Rosette”) y NGC 2244 (el cumulo central)

Page 11: Evoluciòn Estelar

NGC 2237 (Nebulosa “Rosette”)(detalle)

Page 12: Evoluciòn Estelar

M 42: la nebulosa grande en Orión

Page 13: Evoluciòn Estelar

IC 1396 en colores artificiales: rojo=S, verde=H y

azul=O

Page 14: Evoluciòn Estelar

IC 1396 (detalle): “La trompa del

elefante”

Page 15: Evoluciòn Estelar

Estrella joven y nube obscura

Page 16: Evoluciòn Estelar

NGC 604: Sala cuna de estrellas

Page 17: Evoluciòn Estelar

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.

Page 18: Evoluciòn Estelar
Page 19: Evoluciòn Estelar

Etapas de las formación de una estrella

Page 20: Evoluciòn Estelar

Beta Pictoris: talvez un sistema planetaria en formación

Page 21: Evoluciòn Estelar

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.

Page 22: Evoluciòn Estelar

Un cúmulo muy joven en el proceso de formación: IC 5146

Page 23: Evoluciòn Estelar

Un cúmulo abierto joven: NGC 2264

Page 25: Evoluciòn Estelar

Un cúmulo no tan joven: Las Pléyades

Page 30: Evoluciòn Estelar
Page 31: Evoluciòn Estelar

• 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

Page 32: Evoluciòn Estelar
Page 33: Evoluciòn Estelar
Page 34: Evoluciòn Estelar
Page 35: Evoluciòn Estelar

¿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”)

Page 36: Evoluciòn Estelar

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

Page 37: Evoluciòn Estelar

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)

Page 38: Evoluciòn Estelar

• 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.

Page 39: Evoluciòn Estelar

Una estrella por dentro

Page 40: Evoluciòn Estelar

• Observación directa de la expulsión de material de una estrella agonizante:

V 838 Mon

Page 41: Evoluciòn Estelar

NGC 2440

Nace una enana blanca nueva

Page 42: Evoluciòn Estelar

NGC 6751

Page 43: Evoluciòn Estelar

NGC 3132

Page 44: Evoluciòn Estelar

Nebulosa Hormiga

Page 45: Evoluciòn Estelar

NGC 6543 („Ojo del gato“)

Page 46: Evoluciòn Estelar

(areas externas)

NGC 6543 („Ojo del gato“)

Page 47: Evoluciòn Estelar

M 57 (Nebulosa anillada)

Page 48: Evoluciòn Estelar

IC 1296

M57

Page 49: Evoluciòn Estelar

M27 (Dumbbell)

Page 50: Evoluciòn Estelar

El „rectangulo rojo“

Page 51: Evoluciòn Estelar

(„Egg Nebula“)

Nebulosa „Huevo“

Page 52: Evoluciòn Estelar

NGC 6369

„El pequeño fantasma“

Page 53: Evoluciòn Estelar

NGC 2392: La cara del esquimal

Page 54: Evoluciòn Estelar

M2-9: Nebulosa de mariposa

Page 55: Evoluciòn Estelar

NGC 7009: La nebulosa „Saturno“

Page 56: Evoluciòn Estelar

Abell 39: Una nebulosa planetaria circular

Page 57: Evoluciòn Estelar

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.

Page 58: Evoluciòn Estelar

Resumiendo la vida del Sol

Page 59: Evoluciòn Estelar
Page 60: Evoluciòn Estelar

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

Page 61: Evoluciòn Estelar

Cadena de reacciones nucleares en estrellas

Page 62: Evoluciòn Estelar

Supergiganteα Orionis = Betelgeuse

Page 63: Evoluciòn Estelar

Betelgeuse

Page 64: Evoluciòn Estelar

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

Page 65: Evoluciòn Estelar

Supernova 1987A

Page 66: Evoluciòn Estelar

SN 1987A en al Gran Nube Magallánica: 16 años después

Page 67: Evoluciòn Estelar

Cassiopeia A: una supernova que explotó hace 325 años.

Diámetro: 10 años luz (imagen infrarrojo)

Page 68: Evoluciòn Estelar
Page 69: Evoluciòn Estelar

M1, la nebulosa de Cangrejo: Remanente de una supernova del año 1054: visión global y detalle, con el pulsar rotando

30 veces por segundo

Page 70: Evoluciòn Estelar

N63A en la Gran Nube Magellánica, unos 2000 años después de la explosión supernova. Diámetro: 25 años luz

Page 71: Evoluciòn Estelar

IC 443: Remanente de una supernova galáctica hace 8000 años

Page 72: Evoluciòn Estelar

Simeis 147: Remanente de una explosión supernova hace mas que 100000 años

(imagen filtro Hα). Diámetro: 150 años luz

Page 73: Evoluciòn Estelar

NGC 6960: Nebulosa “Escoba de la bruja” en Cygnus

Page 74: Evoluciòn Estelar

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

Page 75: Evoluciòn Estelar

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.

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Page 78: Evoluciòn Estelar

Una vez que las estrellas colapsan y terminan su vida, su explosión de material da nacimiento a nueva vida.

Page 79: Evoluciòn Estelar

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