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T 2 - La Tierra en el Universo
Las Estrellas Evolución estelar
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T 2 - La Tierra en el Universo
¿Por qué son importantes las estrellas? Nuestro sol es una estrella, de él recibimos luz que calienta la Tierra y
permite la fotosíntesis de la que depende mayor parte la vida en la Tierra
En Big bang no se formaron elementos más pesados que el helio. Los demás elementos se formaron en las estrellas y lo enviaron al espacio.
”Somos polvo de estrellas ”
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T 2 - La Tierra en el Universo
¿Qué son las estrellas?
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
4 protones
1 núcleo de helio
(2 protones + 2 neutrones)
E = m c2
La mayoría de las estrellas están conformadas por un 75 % de hidrógeno, un 23 % de helio y el 2 % que queda lo completan elementos más pesados, residuos de otras estrellas que finalizaron su ciclo.
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T 2 - La Tierra en el Universo
Tipos de estrellas
Las estrellas se clasifican en función de su masa, su temperatura superficial, su luminosidad, etc.
Las masas de las estrellas oscilan normalmente entre una décima parte de la solar y 20 veces la masa del Sol. La mayoría de las estrellas son menores que nuestro sol
La temperatura interior siempre es muy elevada (millones de grados) pero la temperatura superficial varía desde menos de 1.000 ºK a más de 30.000 ºK
Su luminosidad es aún más variable; desde diezmilésimas de la solar hasta 100.000 veces mayor
Igualmente su tamaño es muy variable ....
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T 2 - La Tierra en el Universo
Tipos de estrellas
Cuando se ponen en un gráfico las estrellas clasificadas por su color (que se corresponde con su temperatura superficial) frente a la luminosidad se obtiene un diagrama como el siguiente:
Diagrama HR (Hertzsprung y Russell): representación de la luminosidad de las estrellas frente a su temperatura.
Sol
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T 2 - La Tierra en el Universo
Otras estrellas son poco luminosas calientes, enanas blancas, o frías; enanas marrones. Se encuentran en la parte inferior del diagrama
La mayoría de las estrellas se agrupan en la secuencia principal, diagonal en la gráfica. En esta secuencia principal las estrellas más brillantes son las de mayor
temperatura superficial.
Algunas estrellas son frías pero muy luminosas (Parte superior derecha del diagrama). El motivo es que son de gran tamaño. Se las denomina gigantes rojas
Diagrama HR (Hertzsprung y Russell): representación de la luminosidad de las estrellas frente a su temperatura.
Tipos de estrellas
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T 2 - La Tierra en el Universo
Evolución estelar
Debido a la cantidad y a la gran variedad de estrellas existentes, se logra tener una idea de su evolución observando estrellas en las diversas fases (o etapas) de su existencia: desde su formación hasta su desaparición.
Podemos resumir las etapas de la vida de una estrella en
1. Nacimiento 2. Vida - Secuencia principal 3. Evolución y Muerte
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1. Nacimiento de las estrellas
Cuando la presión y la temperatura en el interior de
estas nubes son lo suficientemente altas (10
millones de grados), se empiezan a producir
reacciones nucleares (H He):
Cuando se inician las reacciones de fusión nuclear se dice que..
Ha nacido la estrella.
Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de la estrella.
Nebulosa del
Aguila (M16)
Pequeñas nubes de H en el
espacio se atraen por
gravedad, a la vez que se
calientan: Protoestrellas.
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T 2 - La Tierra en el Universo
2. Vida de las estrellas – Secuencia Principal
Mientras tenga suficiente combustible, las presión de expansión originada por las reacciones de fusión nuclear, equilibra la fuerza de atracción gravitatoria (equilibrio hidrostático) y la estrella mantiene un tamaño estable
Así pasa la estrella la mayoría de su vida: Secuencia Principal del Diagrama H-R
El tiempo que esté la estrella en este estado dependerá de la masa inicial de la estrella: “Cuanto mayores sean , más rápidamente
consumen su combustible nuclear.”
1 Masa Solar : 10.000 millones de años 15 Masas Solares : 10 millones de años.
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T 2 - La Tierra en el Universo
La evolución se las estrellas las pasa por distintas fases y
dependerá de la masa inicial de la estrella:
Si la estrella es de tamaño medio (como el Sol) se va
expandiendo hasta convertirse en una gigante roja, que cuando
se le agote el hidrógeno y el helio se convertirá en una enana
blanca, expulsando las capas exteriores formando una nebulosa
planetaria.
Si la estrella es grande y densa (cinco veces la masa del Sol),
dará lugar a una supergigante roja y terminará su vida como una
supernova. En el centro queda una estrella de neutrones.
Si se trata de una estrella muy grande y muy densa, después de
convertirse en supernova, dará lugar a un agujero negro.
3. Evolución de las estrellas
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3. Evolución de las estrellas
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3. Evolución y Muerte de las estrellas
Masa Inicial Estado evolutivo final
M < 0,01 Msolar Planeta
0,01Msolar<M<0,08Msolar Enana marrón
0,08Msolar<M< 12 Msolar Enana blanca
12 < M < 40 Msolar Supernova + estrella de
neutrones
M > 40 Msolar Supernova + agujero negro
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Capa de H en ignición
Núcleo de He
Capa de H inerte
- El núcleo se contrae
- Las capas exteriores se
expanden
“Fase de gigante roja”
3. Evolución de las estrellas tipo solar
Núcleo de C y O
Capa de H en ignición
Capa de He en ignición
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T 2 - La Tierra en el Universo
El núcleo de He hace ignición, produciendo C y O
La estrella adquiere una estructura de “cebolla” y diversos fenómenos producen la expansión de la envoltura
Capa de H inerte
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El Sol (ahora y cuando llegue a su etapa de Gigante Roja)
El Sol en la Secuencia Principal. Diámetro = 1’4 x 106 km = 0’01 UA
El Sol como gigante roja. Diámetro = 1 UA
En esta etapa, la vida en la Tierra no será posible, porque quedará engullida por el Sol.
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3. Muerte de las estrellas como el Sol
Tras ser gigante roja, acaban por expulsar las capas
más exteriores: nebulosas planetarias.
En el centro, queda el núcleo de la estrella original,
de carbono a gran presión (=diamante): enanas
blancas.
Acaban enfriándose lentamente hasta el final de los
tiempos.
Nebulosa Anular Enana blanca central
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T 2 - La Tierra en el Universo
3. Evolución y Muerte de las estrellas masivas
Cada vez que se agote un elemento se vuelve a producir una
contracción Aumento de Temperatura, nueva fusión de
elementos., y expansión de capas exteriores formando una
Supergigante Roja, hasta que concluya con la fusión de átomos de
hierro, que provoca un colapso brusco, seguido de una explosión
expectacular de las capas exteriores : SUPERNOVA
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El núcleo de la estrella se comprime formando una estrella de
neutrones. La materia en estos objetos se ha comprimido tanto que su
densidad alcanza a valores tales que, que los electrones se combinan con
los protones dando lugar a la formación de nuevos neutrones.
Si la masa que queda en el núcleo es aún mayor, la estrella colapsa
formando un objeto aún más denso, Un agujero negro, en el que ni la
luz puede escapar de su atracción gravitatoria
3. Evolución y Muerte de las estrellas masivas
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T 2 - La Tierra en el Universo
Aumento de densidad
Efecto rebote
Formación de onda de choque
Explosión muy violenta
Supernova
IMPLOSIÓN
3. Evolución y Muerte de las estrellas masivas
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T 2 - La Tierra en el Universo
Los restos gaseosos de una supernova (que se denominan remanentes) se esparcen cubriendo una extensa zona del espacio, formando una nube en permanente expansión que se aleja a varios miles de kilómetros por segundo
El gas que compone un remanente de supernova es bastante diferente al gas de la nube que formó a la estrella:
La nube original casi exclusivamente por hidrógeno y helio
En el remanente gran variedad de elementos químicos, restos de la fusión nuclear que ocurriera en la estrella desaparecida y también otros formados durante la explosión que se produce en la fase de supernova
3. Evolución y Muerte de las estrellas masivas
Contracción Secuencia
principal
Gigante roja Enana
blanca
Supergigante Supernova
Estrella de neutrones
– Agujero negro M* > 8 MSol
0,75 MSol < M* < 8 MSol
Un esquema de la evolución estelar:
Nebulosa
planetaria
Una vez que se consume el hidrógeno del núcleo, la evolución y muerte de las estrellas dependerá de la masa inicial que tuviera la estrella
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T 2 - La Tierra en el Universo
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T 2 - La Tierra en el Universo
Supergigante Roja α-Orionis = Betelgeuse
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T 2 - La Tierra en el Universo
Cassiopeia A: Una supernova que explotó hace 325 años. Diámetro: 10 años luz (imagen infrarrojo)
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T 2 - La Tierra en el Universo
Supernova 1987-A
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T 2 - La Tierra en el Universo
M1, la nebulosa de Cangrejo: Remanente de una supernova del año 1054