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AST 0111

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Y otras estrellas?

Nace una Estrella • La duración de la etapa de contracción de la protoestrella depende de su masa, aunque es relativamente rápida t<107 años.

• La estrella naciente pasa por una etapa de cambios violentos, con variaciones de brillo, actividad de vientos estelares, y emisión de rayos X. Esa es la etapa T Tauri, y el Sol pasó por esta etapa cuando nació.

• Luego la estrella se estabiliza en la secuencia principal. La posición inicial en esta secuencia principal de edad cero depende sólo de la masa total. La estrella ahora es adulta (como el Sol), y pasa la mayor parte de su vida en esta secuencia.

FIA 0111- Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

Evolución del SolLa figura muestra la evolución del Sol, cómo cambia su radio y su color con el tiempo. La mayor parte de su vida permanece en la secuencia principal, con el aspecto actual. Morirá como una enana blanca de masa 0.6Mo. El resto de la masa se devolverá al medio interestelar, y podrá ser utilizada para formar nuevas generaciones de estrellas.

Evolución en el Diagrama HR• Los diagramas de Hertzsprung-

Russell sirven para ilustrar las distintas etapas de evolución de las estrellas.

• La evolución de una estrella de baja masa como el Sol es la siguiente: – secuencia principal – subgigante – gigante roja – rama horizontal – rama asintótica gigante – nebulosa planetaria – enana blanca

turn-off!

Cuando el Sol sea Gigante• La estructura de las estrellas enanas de secuencia principal es similar al

Sol. • Cuando se agota el combustible (H) en el núcleo, se inicia la evolución

hacia la rama gigante. La estrella enana crece de tamaño mientras su temperatura superficial disminuye. En esta etapa el Sol se convertirá en una gigante roja, siendo mucho mas fría (T=3.000 grados) y unas 100 veces mas grande, mayor que la órbita de Venus.

• La estructura de las estrellas gigantes rojas es distinta a la de las enanas: tienen atmósferas muy extendidas y núcleo muy denso que continua acumulando las cenizas de la fusión (He y C).

• E.g. Betelgeuse, estrella supergigante en la constelación de Orión, cuyo tamaño supera el tamaño de la órbita de Júpiter. • Estas estrellas son a menudo inestables, con manchas, pulsaciones, y pérdida de masa.

Supergigante Roja Betelgeuse

La Rama Horizontal• En el extremo de la rama gigante se produce

el flash de He. • Luego la temperatura, presión y densidad del

núcleo crecen tanto que se comienza a quemar el He que se iba acumulando en esa región.

• La fusión de He produce oxígeno. En esta etapa la temperatura de la superficie crece (T > 10000 K), y la estrella está en la rama horizontal, con tamaño 10 veces mas grande que el Sol.

• Cuando se agota el He en el núcleo, la estrella crece nuevamente como una gigante roja, posicionándose en la rama asintótica gigante, con un tamaño 1000 veces más grande que el Sol.

• La estrella en la rama asintótica gigante quema H en una capa externa, He en una capa más interna, mientras que las cenizas de C y O se acumulan en el núcleo.

Centro del cúmulo WCen

FIA 0111- Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica)

Estructura interna de Secuencia Ppal

Distintas masas hacen distinto tipo de transporte de energía:

• Radiación para 0.8 a 1.2 masas solares• para menos, 0.8 (Brown Dwarfs, YSO's, T-Tauri): núcleos convectivos• Estrellas con más que 1.2 masas Solares convección y radiación.

Estructura Interna

Fusión de H Zona Radiativa Convección

Zona radiativa Fusión de H Fusión de He Cenizas de C y O

Zona convectiva Fusión de H

Cenizas de He

Estrella de baja masa como el Sol en distintas etapas de evolución: Secuencia Principal Gigante Roja Rama Horizontal

Últimas etapas de estrellas masivas

Evolucionan de manera diferente al Sol.

Si tiene 20 veces la masa del sol, ésta evoluciona mucho más rápido y de forma más violenta. Después de quemar el H y He, el núcleo continúa fusionando elementos cada vez más pesados:

– Fusion de H a He produce energía (107 años),– Fusion de He a C produce energía (106 años),– Fusion de C a O produce energía (103 años), – Fusion de O a Ne produce energía (1 año), – Fusion de Ne a Mg produce energía (meses), – Fusion de Mg a Si produce energía (semanas), – Fusion de Si a Fe produce energía (1 semana).

Si 28

S 32

Ar 36

Ca 40

Ti 44

Cr 48

Fe 52

Ni 56

He 4

• La estrella masiva muestra capaz con fusión de elementos cada vez más pesados hacia el centro: “estructura de cebolla”

• El H, el más liviano, flota a la superficie formando la capa más externa. Fe en cambio se hunde hacia el núcleo. Éste llega a T = 1010 K.

Estructura de fusión en cáscaras

Cuál de los siguientes objetos no tiene fusión en su interior?

A. estrella de rama horizontal B. estrella supergigante roja C. de secuencia principal, roja D. una enana blanca E. Todas tienen fusión

¿Cómo muere una estrella?


Nebulosas Planetarias• Las atmósferas tan extendidas de

las estrellas en la rama asintótica gigantes son inestables, y la estrella comienza a variar de tamaño periódicamente. Las pulsaciones conducen a la expulsión de sus capas externas y se forman las nebulosas planetarias.

• Las capas son liberadas gentilmente, con velocidades V<100km/s, no son expulsadas explosivamente,

• El nombre de nebulosa planetaria que acuñaron los antiguos, no quiere decir que tenga planetas.


De Nebulosa a Enana• Las nebulosas planetarias sobreviven unos pocos millones de años,

antes que el material gaseoso se pierda en el medio interestelar. • Nota: 1 km/s = 1 pc en 1 millón de años. • Finalmente, el núcleo desnudo que es lo único que queda de la estrella

original termina su vida como una enana blanca. • Las enanas blancas tienen T=10.000-50.000 grados en su superficie, y

tamaño similar a la Tierra (unos 10.000 km de diámetro).

Anillo

Nebulosas planetarias

Reloj de arena

Nebulosa planetaria

del esquimal

Abell 39

Enanas Blancas• Las enanas blancas (WD) contienen muy poco combustible (H), ya que todo fue

quemado o expulsado en las etapas anteriores de evolución. • Se dividen en DA y DB, dependiendo en la presencia de líneas de H en el espectro (DA las

tiene). • La mayoría de las WD tienen la mitad de la masa del Sol, y como su tamaño es similar a la

Tierra, implica que son muy densas: sus interiores estan hechos de gas degenerado, soportado por la presión electrónica.

• A pesar de su alta T>10000K, son débiles porque su tamaño es pequeño. • E.g. la WD compañera de SirioA,con un período orbital de 50 años, que a pesar de su

cercanía fué muy difícil de detectar. Ahora la WD SirioB se puede ver con el telescopio espacial Chandra: en rayos X es más luminosa que SirioA misma. SirioB tiene T=25000K, M=1.1Mo, R=2RTierra, L=0.04Lo.

• Las estrellas de baja masa como el Sol (<5 Mo) producen una WD de CO. Las estrellas de masa intermedia (5-10 Mo) producen una WD de ONeMg.

• Al no producir energía, estas enanas blancas se enfrían y contraen muy despacio, terminando sus vidas apagándose lentamente.

Sirio

B en

rayo

s X

El destino final de evolución de una estrella depende sólo de su masa

Estados Finales de Evolución

.

M/Mo<0.08

0.08<M/Mo<8

8<M/Mo<40

>40M/Mo

Enana Marrón

Enana blanca

Estrella de neutrones

Agujero negro


La masa es el parámetro que determina la duración de la vida de las estrellas y su destino final de evolución.

M/M¤ Remanente M<0.08 BD 0.08<M<0.3 WD de He 0.3<M<8 WD de CO con M<1.4M¤ 8<M<40 Supernova - NS de >1.4M¤ 40<M Supernova - BH de >3M¤?

Estados Finales de Evolución

Explosión de Supernova• Cuando las cenizas de Fe se acumulan en

el núcleo, ese Fe no puede producir energía por fusión. No se producen mas reacciones nucleares, y se apaga la presión de radiación en el núcleo.

• Entonces la gravedad triunfa sobre la presión, la estrella no puede soportar mas su propia masa y el interior de la estrella colapsa violentamente.

• Este colapso genera una enorme cantidad de energía gravitacional, provocando una gran explosión de supernova (SN).

• Los elementos pesados que formaban las distintas capas de la estrella son expulsados por la explosión, y vuelven a enriquecer el medio interestelar.


O fusió

n requier

e

energía:

esto ocu-

rre en

el colap

so

y explosió

n SN

Las SN son importantes porque enriquecen el medio interestelar y porque gatillan la formación de nuevas generaciones de estrellas. Estas explosiones pueden ser tan brillantes como una galaxia entera. Ademas, por ser tan brillantes, las SN pueden ser usadas para medir las distancias de objetos muy lejanos.

SN 1987A• La primera SN del año 1987, llamada SN

1987A, resultó en un gran avance de nuestro conocimiento sobre estos objetos.

• Explotó en la galaxia vecina llamada Nube Mayor de Magallanes hace 165000 años atrás.

• Se vió a simple vista durante un mes como una estrella rojiza en la Nube Mayor de Magallanes.

• Por suerte Sanduleak había tomado fotos y medido las estrellas en la región antes: por primera vez se tenia una foto de una estrella progenitora antes de que explotara.

• La progenitora resultó ser una estrella supergigante de unas 20 Mo.

• SN 1987A fue una SN tipo II, y debería haber dejado una estrella de neutrones, la que todavía no se ha observado.

SN Históricas• Asi como nosotros observamos SN 1987A, hay varias SN históricas

en nuestra galaxia registradas por los antiguos que han sido mucho más brillantes.

• Las mas famosas de las que se tienen registros escritos (aún en piedra) son SN 1006, SN 1054, SN 1181, SN 1572, SN 1604, y SN 1658.

• Si hoy apuntamos el telescopio a esos lugares donde los antiguos vieron esas “estrellas nuevas” observamos los remanentes de esas SN.

• La SN mas cercana (Nebulosa de Gumm) que explotó unos 9000 años a.c. debió haber sido tan brillante como la Luna llena.

• La segunda SN en distancia fue Cas A, que debió explotar alrededor del año 1600, aunque no existen registros históricos para confirmarlo.


Vela SN

12000 años atrás

A champagne supernova in the sky (Oasis)

10 años luz

La Nebulosa del Cangrejo (SN1054ac) es una SN que explotó en el año 1054. Se expandió ~10 años luz en unos 900 años. La velocidad medida, la fecha de explosión, y el tamaño son consistentes. Cuando explotó podía producir sombra durante el día de acuerdo con los anales chinos de la época.

SN Históricas

Supernovas y estrellas de neutrones


Productos de una SN1. Explosión gigantesca (L > 1.000.000.000.000.000.000.000 Lo)

2. Remanente en rápida expansión (V > 10.000 km/s), ondas de choque

3. Elementos pesados expulsados por la explosión (Fe, Ca, Na, Ni, O…)

4. Estrella de neutrones en algunos casos (M > 1.4 Mo)

Remanentes de Supernovas• En nuestra galaxia explotan unas pocas (1-3) SN cada 100 años. No las

vemos a todas porque muchas son ocultas por nubes de polvo. • Los surveys de radio detectan los remanentes de SN a través de las nubes

de polvo, se conocen unos 46 remanentes. Los remanentes duran pocos miles de años antes de desaparecer mezclándose con el medio interestelar.

• Remanente de la SN E0102 multicolor (rayos X, óptico y radio).

Supernovae Tipo I y II• SN tipo I provienen de estrellas binarias que intercambian masa. Son las

más luminosas, y no queda nada de la explosión. No tienen líneas de hidrógeno, y sus curvas de luz tienen un peak muy brillante, para luego decaer mas lentamente.

• SN tipo II son estrellas masivas que colapsan y explotan, quedando una estrella de neutrones o un agujero negro como resto. Las SN II tienen lineas de hidrógeno, están asociadas con estrellas jóvenes, y sus curvas de luz tienen una meseta (plateau) luego del máximo, antes de decaer lentamente.

Estrellas de Neutrones• Algunas estrellas de

neutrones (y algunos púlsares) se observan en los centros de los remanentes de algunas SN. E.g. la nebulosa de Pupis en rayos X.

Estrellas de Neutrones• Las estrellas de neutrones (NS) son remanentes del colapso de estrellas

masivas que explotan como SN tipo II. • Estas bolas de neutrones son estrellas que alcanzan T=100000 grados en

su atmósfera (que mide mm de espesor), tienen un diámetro de 10 km, y contienen poco más de una masa solar.

• El límite de Chandrasekhar de 1.44Mo que da la masa de una NS es el límite para que un gas no pueda ser soportado por su presión y se convierta en un gas degenerado de neutrones.

• Ojo que esa es la masa del núcleo de la estrella, no la masa total. • Para M=1.44Mo y R=10km, la gravedad es inmensa. Por ejemplo, una

persona pesaría 109 kg en la superficie de una NS. • Son muy densas en su interior, con el material ultracomprimido. Ese gas

degenerado (sólido en realidad) es soportado por presión de neutrones. • En rigor no son estrellas, porque no tienen reacciones nucleares.


Estrellas de Neutrones y PulsaresLas NS recién nacidas rotan rápidamente (por conservación del momento

angular), y tienen campos magnéticos intensos. A pesar de ser tan débiles, algunas estrellas de neutrones emiten jets por sus

polos. Al precesar esos jets aparecen como pulsos de luz (efecto faro), que se pueden observar con radio-telescopios, estas estrellas de neutrones se denominan púlsares.

Esas NS se van frenando con el tiempo por conservación de energía ya que radían, y los púlsares más viejos tienen períodos de varios segundos.

Las NS que son aceleradas por interacción con su compañera binaria rotan muy rápidamente (P de millisec). E.g. calcular la velocidad superficial de una NS con P=0.001sec y R=10km (relativista!).

Algunos pulsos duran milisegundos, y son muy regulares, se pueden tomar como relojes más precisos que los relojes atómicos.

1er púlsar descubierto por Jocelyn Bell en Nov 1967. Explicación por Anthony Hewish le dió el Nobel Prize.

Estrellas de Neutrones y Pulsares

Pulsar del Cangrejo

Cuando se forma una estrella de neutrones, siempre se observa un pulsar desde la Tierra?

A. Si, porque debido a la conservación de momento angular, la estrella siempre rota.

B. Si, las estrellas de neutrones siempre generan pulsos que podemos detectar con telescopios.

C. No, algunas estrellas de neutrones no rotan. D. No, depende de la orientación del campo magnético de la estrella de

neutrones.

Cayendo hacia un agujero negro


Agujeros Negros• Los agujeros negros son los

objetos más extremos conocidos. • Algunas estrellas pueden terminar

su vida como agujeros negros • Si la masa del core de la estrella

supera las 3Mo, ni siquiera la presión de neutrones puede detener el colapso a un BH.

• En el centro de los agujeros negros la materia esta tan concentrada que la densidad es infinita.

• Su atracción gravitatoria es tan grande que ni siquiera la luz puede escapar de su interior

?

• Las leyes de la física clásica de Newton que usamos en la vida cotidiana no se aplican en objetos extremos como los agujeros negros.

• El espacio-tiempo en los BH se curva enormemente, siendo necesaria la ley de relatividad general elaborada por Albert Einstein.

Newton y Einstein

Teoría Especial de la Relatividad• La teoría especial de la relatividad considera movimientos uniformes. • El espacio-tiempo de Newton no es absoluto. Vida cotidiana v/c<<1. • La velocidad de la luz c es constante, independiente de la referencia.

– No podemos alcanzar un rayo de luz. – No se suman las velocidades relativas cuando se trata de la luz.

1. Objetos moviéndose a velocidades relativistas se contraen en la dirección de movimiento.

2. El tiempo se frena a medida que uno se acerca a la velocidad de la luz. – Experimento de mellizos: el que viaja en un cohete relativista a 0.9 c, vive

el doble. – Tiempo infinito para hacer una espiral cayendo a un BH.

3. La masa de un objeto se incrementa a medida que éste se aproxima a la velocidad de la luz.

– Como E = mc2 y como c = cte, para un objecto relativista el incremento de energía significa un incremento de la masa.

Transformación de Lorentz: rotación (general) en 4 dimensiones

Teoría General de la Relatividad Principio de equivalencia entre campo gravitacional y campo acelerado.

– Su “pensamiento felíz”: una persona en caída libre no siente su peso. 1. Curvatura del espacio-tiempo debido a un campo gravitacional intenso.

– E.g. Lámina de goma. Sin masas se comporta como un plano newtoniano, y la trayectoria de la luz es rectilínea. Con poca masa se curva, las trayectorias son curvas. Con mucha masa se curva tanto que la luz desaparece del espacio.

• Comprobación de la teoría de la relatividad (masa altera el espacio-tiempo): – Precesión de la órbita de Mercurio. – Observación del cambio de posición de las estrellas durante un eclipse de Sol. – Experimentos con ascensores. – Redshift gravitacional en WD, NS y BH. – Relojes se retrasan en diferentes campos gravitatorios, etc.

Agujeros Negros (BHs)

Velocidad de escape para 1Mo: Si R=1pc Ve=0.09km/s Si R=1AU Ve=42km/s Si R=1RTierra Ve=6500km/s Radio de Schwarszchild: Cuándo la luz no puede escapar?

Cuando Ve=c, para 1Mo sale RBH=3km. Eso se llama horizonte de eventos porque no se puede transmitir nada a través. La esfera de fotones es cuando R=1.5RBH.


Orbitando alrededor de un BH


Cayendo en un BH

• El espacio (y el tiempo) se curva debido a la gravedad en los agujeros negros.

• La luz no puede escapar del interior de estos objetos, pero sí de su cercanía, e.g. cuando está comiendo un objeto.

• Las fuerzas tidales de un agujero negro estiran y rompen el objeto antes de ser comido.

• El objeto no cae directamente, sino que hace una espiral. Para un observador desde afuera, el objeto demora un tiempo infinito en ser comido.

• BH sin rotar y rotando tienen diferentes propiedades.

Vista desde la esfera de fotones del BH


BHs• El material que se encuentre cerca

de su campo gravitatorio (e.g. gas) siendo engullido por el agujero negro emite en altas energías (rayos X, rayos γ), resultando también en poderosos jets.

Teorema

• Los agujeros negros no tienen pelo.

• Son caracterizados por 3 parámetros:

1. Masa 2. Rotación 3. Carga

Observando Agujeros Negros• Como los agujeros negros no dejan escapar fotones (luz), es

imposible observarlos directamente si están aislados. • Los agujeros negros en sistemas binarios son más

conspicuos, pudiéndose estudiar gracias a los efectos que causan a su estrella compañera. E.g. en Cygnus X1 se observa que la estrella azul está girando alrededor de un objeto compacto y masivo.

• Una manera de detectar indirectamente los agujeros negros aislados es usando el efecto de lentes gravitacionales, observando las estrellas más lejanas, cuya luz es desviada por la gravedad del objeto.

Observando Agujeros Negros

WD, NS, BHResumiendo, la masa inicial de la estrella determina su evolución y su

muerte. Dado que las estrellas de baja masa son las más numerosas, los remanentes estelares más comunes son las enanas marrones y las enanas blancas, seguidas por unas pocas estrellas de neutrones y aún menos agujeros negros.

Remanente Enana Blanca WD

Estrella de neutrones NS

Agujero negro BH

Masa 0.5-1.0Mo 1.44Mo >3Mo

Radio 5000-10000km 10-15km <3km

Tsup 10000-30000K >100000K infinita

Densidad 5x105 g/cm3 1014 g/cm3 infinita


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