Download - Evolucion estelar 2013
![Page 1: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/1.jpg)
EVOLUCIÓN ESTELARPablo Lonnie Pacheco Railey
![Page 2: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/2.jpg)
Las estrellas se forman de grandes nubes de gas y polvo, que están dispersas por la Galaxia. El gas está hecho principalmente de hidrógeno y helio
Las nubes primordiales se encuentran en el medio interestelar y contienen aproximadamente el 10% de la masa visible de la Galaxia.
Se conocen como nubes moleculares
![Page 3: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/3.jpg)
Se conocen alrededor de 6,000 nubes moleculares gigantes en nuestra Galaxia. La masa de cada nube es de 100,000 a 2,000,000 de veces la masa del Sol
y su diámetro es de 50 a 300 años luz.
La composición de estas nubes es de74 % Hidrógeno, 25% Helio, y 1% otros elementos.
![Page 4: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/4.jpg)
Existen tres formas de iniciar el colapso de una nebulosa,y estimular el nacimiento de estrellas :
a) Una onda de choque provocada por una explosión de una Supernova cercana.b) Colisiones entre Nubes Moleculares Gigantes.c) Una onda de presión causada por radiación de estrellas brillantes cercanas.
![Page 5: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/5.jpg)
La Nubes Moleculares Gigantes se colapsan por efecto de gravedad y se fragmentan en nubes más pequeñas. Cada fragmento en turno se subdivide y continúa
colapsándose hasta formar pequeños capullos.
Cada Nube Molecular Gigante contiene miles de estas regiones compactas, densas y frías, donde se
acumula el material que está formado estrellas.
![Page 6: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/6.jpg)
Una protoestrella se forma en el centro de cada uno de estos capullos. Una protoestrella aún no produce fusiones nucleares.
Las protoestrellas se calientan por medio de la compresión del gas, emitiendo luz IR.
![Page 7: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/7.jpg)
En esta etapa casi toda la luz de las protoestrellas es infrarroja. Casi no produce luz visible. Son difíciles de ver sin instrumentos especiales.
Aquí podemos ver el mismo grupo de estrellas. La imagen de luz visible es la de la izquierda. La de la derecha es luz infrarroja y muestra muchas más estrellas.
![Page 8: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/8.jpg)
Las estrellas se forman en grupos llamados cúmulos abiertos de estrellas.
Un porcentaje mayor de estrellas forman sistemas múltiples. Grupos de dos o tres estrellas que se orbitan mutuamente. Son pocas las estrellas que se forman
individualmente como nuestro Sol.
![Page 9: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/9.jpg)
Llega un punto en que la estrella “enciende” su reactor de fusión nuclear y la acreción de materia se detiene. El resto del polvo y gas que rodea la estrella (unas cinco veces más que la masa de la protoestrella) es expulsado por la presión de la
radiación.
Este proceso dura entre 10,000 y 10,000,000 años.
![Page 10: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/10.jpg)
Cuando esto ocurre la protoestrella cesa de acumular materia. Se vuelve una estrella llamada de Pre-Secuencia Principal.
Este proceso es algo intermitente para la estrella. No siempre “enciende” a la primera.
![Page 11: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/11.jpg)
El camino evolutivo de una estrella de pre-secuencia principal depende de su masa.
Las estrellas más masivas son “aceleradas” se colapsan con mayor rapidez y alcanzan temperaturas más altas, mientras que las de menor masa son más “tranquilas” lo
hacen con mayor lentitud y no alcanzan temperaturas tan altas.
![Page 12: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/12.jpg)
Existen varios “caminos” en el Diagrama HR para protoestrellas de diferentes masas. Noten como algunas se calientan con rapidez, mientras que otras se colapsan y
cambian de tamaño más rápidamente.
La línea azul muestra donde se inician las reacciones nucleares. Estas etapas evolutivas son difíciles de observar y estudiar con detalle porque las estrellas están
inmersas en densas nubes de polvo y gas. Estas se dispersan con el tiempo.
ESTRELLAS CALIENTES
ESTRELLAS MAS LUMINOSAS
ESTRELLAS MENOS LUMINOSAS
ESTRELLAS FRIAS
![Page 13: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/13.jpg)
Estrellas con masas menores a 0.08 masas solares nunca se “encienden”. Estas se llaman Enanas Cafés.
![Page 14: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/14.jpg)
Noten como el acercamiento por el Telescopio Hubble revela mucha estructura fina en las nubes oscuras que contienen grupos de capullos con estrellas en formación.
Este es un ejemplo de una Nube Molecular Gigante con subregiones que se están colapsando, formando capullos con protoestrellas.
![Page 15: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/15.jpg)
Una región HII es una pequeña región brillante y caliente en una Nube Molecular Gigante. Se le llama HII porque contiene hidrógeno ionizado (le falta un electrón).
Al hidrógeno neutro (con su electrón orbitando) se le llama HI.
![Page 16: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/16.jpg)
Un grupo de estrellas calientes de tipo espectral B y O producela ionización en la nebulosa.
A este grupo de estrellas calientes cercanas a una nebulosa, y que ionizan el gas, se le llama una Asociación OB de estrellas.
![Page 17: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/17.jpg)
Estas asociaciones OB crean burbujas dentro de la nebulosa que se expanden y forman ondas de choque que comprimen a la nebulosa, estimulando la creación de
nuevas estrellas.
![Page 18: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/18.jpg)
Las estrellas en formación arrojan mucho material y son inestables justo antes de llegar a la Secuencia Principal.
A estas estrellas se les llama Estrellas T-Tauri si son de tipo espectral G o más frías (K, M).
![Page 19: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/19.jpg)
Si tomamos todas las estrellas que se están formando juntas en un Cúmulo Abierto y las colocamos en el Diagrama HR podemos conocer la edad relativa del grupo de
estrellas, y sabremos aproximadamente cuanto tiempo ha pasado desde la formación del cúmulo.
![Page 20: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/20.jpg)
En este cúmulo abierto de estrellas por ejemplo hay que notar que la mayoría de las estrellas aún no ha llegado a la Secuencia Principal. Las estrellas todavía se encuentran
a la derecha de la Secuencia Principal. Esto nos sugiere que el cúmulo abierto de estrellas es aún muy reciente porque contiene estrellas jóvenes.
![Page 21: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/21.jpg)
Este otro cúmulo, por ejemplo, tiene la mayoría de las estrellas firmemente colocadas en la Secuencia Principal. Esto indica que es un cúmulo de estrellas ya maduras y, por
lo tanto, más antiguas que las del cúmulo anterior.
![Page 22: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/22.jpg)
Cuando se encuentra un equilibrio entre las fuerzas de presión térmica (hacia fuera) con la de la gravedad (hacia dentro) la estrella deja de contraerse y llega a la
Secuencia Principal.
Las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas (70-75%) en la Secuencia Principal.
![Page 23: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/23.jpg)
Estrellas de Secuencia Principal fusionan hidrógeno en helio en sus centros. Las estrellas más masivas causan que se “queme” el hidrógeno mas rápidamente y
tienen vidas más cortas que estrellas menos masivas.
![Page 24: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/24.jpg)
Longevidad en la Secuencia Principal Masa Temperatura Luminosidad Tiempo en Sec. Principal (masas solares) (K) (Lum. del Sol) (millones de años)------------------------------------------------------------------------------------------------------ 25 35,000 80,000 3 15 30,000 10,000 15 3 11,000 60 500 1.5 7,000 5 3,000 1.0 6,000 1 10,000 0.75 5,000 0.5 15,000 0.50 4,000 0.03 200,000
• Madurez de las Estrellas Madurez de las Estrellas
![Page 25: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/25.jpg)
Cuando se acaba el hidrógeno en el núcleo de la estrella, la fusión termina, y la estrella se contrae paulatinamente. El centro, ahora de helio puro, se comprime y
calienta aún mas.
Eventualmente hidrógeno comienza a fusionarse en un cascarón alrededor del núcleo de helio. Esto provee de mayores cantidades de helio al centro.
![Page 26: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/26.jpg)
La estrella se vuelve una Gigante Roja.
En este punto de la evolución estelar las capas exteriores de la atmósfera
de la estrella comienzan a expandirse. La energía de la fusión alrededor del núcleo es depositada
directamente en la atmósfera exterior de la estrella, calentándola.
![Page 27: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/27.jpg)
Mientras la atmósfera de la estrella se expande y se enfría (volviéndose gigante roja), el núcleo de helio continúa comprimiéndose y calentándose.
Las estrellas gigantes rojas son tan grandes que pueden alcanzar dimensiones hasta del tamaño de sistemas solares enteros.
![Page 28: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/28.jpg)
Nuestro Sol, por ejemplo, vaporizará al planeta Mercurio y se inflará hasta alcanzar la órbita de Venus. La Tierra será calcinada entonces.
![Page 29: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/29.jpg)
El helio en el centro se contrae y calienta hasta que se alcanza una temperatura de 100,000,000 K y se iniciarán nuevas reacciones nucleares en las que el helio se fusiona
para formar átomos de carbón y oxígeno.
![Page 30: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/30.jpg)
Esta nueva serie de reacciones nucleares estabiliza a la estrella de nuevo, por un período breve de tiempo (la estrella pasa un 20% de su existencia en este estado).
En estrellas masivas el encendido de helio acontece gradualmente, casi desde el principio; mientras que en estrellas iguales o menores a dos masas solares esto sucede
rápidamente en lo que se llama un “Flash” de Helio.
![Page 31: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/31.jpg)
La evolución de una estrella trae consigo un cambio de posición en el Diagrama H-R. Este movimiento no es representativo del tiempo que tarda la estrella en lograrlo.
En algunas estrellas esta evolución es rápida, y otras muy lenta.
Flash de helio
Secuencia Secundaria
![Page 32: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/32.jpg)
Este diagrama H-R muestra la evolución de las estrellas desde que están en
secuencia principal hasta que llegan a la etapa de gigante roja.
La línea diagonal sólida señala en qué parte del diagrama inicia la secuencia
principal de las estrellas.
La línea punteada marca el agotamiento del hidrógeno en el núcleo de la estrella
(que ahora es de puro helio).
La estrella sigue encendida, pero ahora realiza reacciones de fusión de helio un
cascarón alrededor del núcleo.
Flash de helio
Secuencia Secundaria
![Page 33: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/33.jpg)
Noten como las estrellas de poca masa “suben” en el diagrama, hinchando sus atmósferas para formarse en Gigantes Rojas, y sufriendo un Flash de Helio (asteriscos
rojos).
Flash de helio
Secuencia Secundaria
![Page 34: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/34.jpg)
Las estrellas más masivas no sufren este Flash de Helio, sino que gradualmente comienzan a fusionar helio en otros elementos y se estabilizan en una Secuencia
Secundaria por un tiempo antes de “subir” de nuevo a la región de Gigantes Rojas.
![Page 35: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/35.jpg)
• Punto de SalidaPunto de Salida
Sabemos que las estrellas más masivas son las que utilizan su combustible más rápidamente. Estas son las estrellas que comienzan a evolucionar fuera de la región de
Secuencia Principal antes que el resto.
El Diagrama H-R nos sirve también para determinar las edades de los cúmulos (grupos) de estrellas.
![Page 36: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/36.jpg)
Si el Punto de Salida de un grupo de estrellas en el Diagrama H-R se encuentra en temperaturas más frías significa que el cúmulo de estrellas ha existido por más tiempo
que otro cúmulo en donde su Punto de Salida se encuentre en temperaturas más calientes.
Secuencia Principal
El Punto de Salida de la Secuencia Principal indica las estrellas que
terminan su fusión de hidrógeno en el centro.
![Page 37: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/37.jpg)
La figura muestra un Diagrama H-R y varios cúmulos de estrellas que ya han abandonado la Secuencia Principal. Noten que algunos cúmulos tienen una gran
proporción de estrellas en etapa de Gigantes Rojas, lo que ayuda a estimar su antigüedad.
Secuencia Principal
![Page 38: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/38.jpg)
El Diagrama H-R de un cúmulo globular muestra una secuencia principal muy corta. Faltan las estrellas más masivas. Su Punto de Salida y la presencia de un gran número
de estrellas Gigantes Rojas indican que estos grupos de estrellas son muy antiguos.
Diagrama H-R del Cúmulo Globular M55
![Page 39: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/39.jpg)
• Cúmulos GlobularesCúmulos Globulares
Los Cúmulos Globulares son grupos de estrellas que contienen hasta 1,000,000 miembros, con dimensiones de hasta 300 años luz, y que viajan como enjambres de
abejas alrededor de nuestra Galaxia (los veremos con más detalle luego).
![Page 40: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/40.jpg)
• Fin de las EstrellasFin de las Estrellas
De la fusión del helio en la Secuencia Secundaria quedan “cenizas” de carbono y oxígeno. Estos se acumulan en el núcleo (sobre ellos un cascarón de helio en fusión y
otro de hidrógeno) hasta que ya no hay helio disponible. Las siguientes etapas evolutivas de las estrellas dependen de la masa que posean las estrellas.
Hidrógeno
Fusión de hidrógeno
Helio
Fusión de helioCarbono
Oxígeno
![Page 41: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/41.jpg)
Estrellas de poca masa (<4 masas solares)
La mayoría de las estrellas no tienen la suficiente masa para fusionar carbón y oxígeno en otros elementos más pesados.
Tras la Secuencia Principal se vuelven Gigantes Rojas y sufren un Flash de Helio (a). Fusionan helio e hidrógeno en una Secuencia Secundaria por un tiempo (b).
Al agotarse el helio se convierte en súper gigante Roja, pero no puede continuar (c).
¿Qué pasa entonces?
![Page 42: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/42.jpg)
La figura muestra una de estas estrellas de poca masa de edad ya avanzada. Noten la estructura del núcleo de fusión de la estrella y el tamaño enorme de su atmósfera.
400 millones de km de diámetro
.
Hidrógeno
Fusión de hidrógeno
Helio
Fusión de helioCarbono
Oxígeno
Órbita de Marte
![Page 43: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/43.jpg)
La estrella genera varios Flashes de Helio en el cascarón aproximadamente cada 300,000 años, volviéndose inestable. En el último de estos la atmósfera de la estrella adquiere suficiente energía y es expulsada al espacio, perdiendo la estrella alrededor
del 60% de su masa.
![Page 44: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/44.jpg)
El núcleo compacto y caliente es expuesto al espacio. La luz ultravioleta del núcleo de la estrella ioniza el gas del la atmósfera en expansión y lo hace brillar. A este cascarón
de gas ionizado en expansión se le llama una nebulosa planetaria.
![Page 45: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/45.jpg)
Las Nebulosas Planetarias tienen dimensiones de aproximadamente un año luz de diámetro y se expanden con velocidades de entre 10 y 30 Km./seg.Eventualmente el gas se disipa y se combina con el gas galáctico.
![Page 46: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/46.jpg)
Por lo tanto las Nebulosas Planetarias son visibles solamente durante unos 50,000 años. Existen entere 20,000 y 50,000 Nebulosas Planetarias en la Galaxia en cualquier
momento.
![Page 47: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/47.jpg)
El nombre “nebulosa planetaria” no tiene nada que ver con sistemas planetarios.
=¿ ?
¿En qué se parecen las nebulosas planetarias a las enchiladas suizas?
![Page 48: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/48.jpg)
El núcleo quemado de una estrella de poca masa no puede continuar las reacciones nucleares y se enfría
lentamente. Como su masa es considerable, la fuerza de gravedad no permite que este núcleo
reduzca su tamaño
La presión del material es determinado por los electrones presentes, creando un remanente estelar estable del tamaño de la Tierra y con densidades de 109 Kg./m3
(una cucharadita pesaría 5 toneladas en la gravedad de la Tierra).
![Page 49: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/49.jpg)
Cuando la nebulosa planetaria se disipa y solamente nos queda el núcleo en enfriamiento lo llamamos una estrella enana blanca.
![Page 50: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/50.jpg)
• Enanas BlancasEnanas Blancas
En el Diagrama H-R la estrella cambia de posición, hacia la izquierda al quedar expuesto el núcleo caliente. Y luego, al irse enfriando se desplaza en diagonal hacia
abajo y la derecha (menos caliente, menos brillante)
![Page 51: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/51.jpg)
El límite máximo de masa de una estrella enana blanca es de 1.4 masas solares. Este es el producido por una estrella con masa inicial de 4 masas solares
(se perdió mucha masa en la nebulosa planetaria).
Sirio B (30,000 oK) es una enana blanca.Es la compañera de Sirius, la estrella más brillante en el cielo.
A este límite se le llama el Límite de Chandrasekhar de masa.Estrellas más masivas siguen otra evolución.
![Page 52: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/52.jpg)
Estrellas masivas (>4 masas solares)
Las estrellas de mayor masa pueden comprimir el núcleo aún mas en las etapas finales de la fusión de helio. En estos casos la temperatura se incrementa lo suficiente como
para iniciar reacciones nucleares que producen elementos más pesados y formando estrellas Supergigantes.
![Page 53: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/53.jpg)
Evolución de una estrella de 25 masas solares:
Temperatura (K) Combustible Producto Duración 40,000,000 Hidrógeno Helio 7,000,000 años 200,000,000 Helio Carbón y Oxígeno 500,000 años 600,000,000 Carbón Neón, Magnesio, Sodio 600 años1,200,000,000 Neón Oxígeno, Magnesio 1 año 1,500,000,000 Oxígeno Azufre, Fósforo, Silicón 6 meses2,700,000,000 Silicón Hierro 1 día
![Page 54: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/54.jpg)
En cada etapa de fusión la estrella agrega una capa de material al núcleo de la estrella, que sigue fusionándose mientras que la siguiente etapa se enciende al seguir
comprimiéndose y calentándose el núcleo. Las reacciones terminan con un núcleo inerte de hierro que no puede fusionarse en nada mas.
H
HeCNeOSi
Fe
![Page 55: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/55.jpg)
.
Órbita de Júpiter
Estructura de una estrella masiva de edad avanzada. Noten el tamaño de la atmósfera comparado con el del núcleo. En el interior de este tipo de estrellas masivas es donde
todos los elementos pesados (cualquier cosa que no sea hidrógeno o helio) son producidos.
H
He
C
Ne
OSi
Fe
![Page 56: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/56.jpg)
Este tipo de estrellas súper gigantes son muy inestables y constantemente pierden material de su atmósfera al espacio.
Este material forma un Cascarón Circunestelar con características diferentes a las nebulosas planetarias. Este material también se mezcla con las nubes de gas y polvo
de la galaxia para formar otras estrellas.
![Page 57: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/57.jpg)
• SupernovasSupernovas
Cuando el núcleo de una estrella masiva súper gigante sobrepasa el Límite de Chandrasekar de masa (1.4 masas solares), la presión es tan alta que los electrones son forzados a fusionarse con los protones, formando neutrones y produciendo una gran
cantidad de neutrinos, en un proceso llamado Fotodesintegración.
![Page 58: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/58.jpg)
Al “desaparecer” los electrones, el núcleo de neutrones se colapsa (2/10 seg) y las reacciones nucleares cesan completamente. El resto de la estrella trata de llenar ese
vacío y el material de la atmósfera cae y choca con el núcleo sólido de neutrones.
El colapso de la estrella es detenido por el núcleo y se forma una onda de choque que “rebota” hacia fuera y se encuentra con el resto del material de la atmósfera que
estaba cayendo hacia el centro.
![Page 59: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/59.jpg)
La onda de choque es mucho muy energética y fuerza a la atmósfera de la estrella a explotar hacia afuera en lo que llamamos una explosión de Supernova.
En esta etapa final de la estrella su brillo aumenta unas 100,000,000 veces y puede ser visto por una gran parte del Universo (regularmente vemos Supernovas en otras
galaxias).
![Page 60: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/60.jpg)
La fusión nuclear de elementos más pesados que el hierro es posible en esta onda de choque. De esta forma es como los elementos pesados son producidos en los núcleos
estelares y son esparcidos y mezclados en nubes de polvo y gas galácticas para producir nuevas estrellas.
![Page 61: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/61.jpg)
Cada átomo de nuestro cuerpo (aparte del hidrógeno)
fue formado en el núcleo deuna estrella que explotó.
Nosotros somos producto de la evolución estelar.
![Page 62: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/62.jpg)
En 1987 una Supernova explotó en una galaxia vecina y se pudo estudiar de cerca. Las imágenes muestran a la estrella antes de la explosión (a)
durante el máximo de su explosión (b), y un acercamiento del remanente estelar por el HST en 1991 (c).
Se detectaron señales espectroscópicas de los elementos pesados producidos en el núcleo y durante la explosión y también neutrinos de la fotodesintegración
![Page 63: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/63.jpg)
En nuestra Galaxia ocurren unas 2 ó 3 explosiones de Supernova por siglo, pero la mayoría no se pueden ver por ser atenuadas por el gas y polvo cósmico.
![Page 64: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/64.jpg)
En ocasiones estrellas Enanas Blancas que están en órbitas cercanas alrededor de estrellas Gigantes Rojas en sistemas binarios absorben material de la Gigante Roja a
través del Límite de Roche.
Sucede que a veces la enana blanca posee una masa muy cercana al Límite de Chandrasekar, y el material que obtiene de la gigante roja es suficiente para hacer que este límite se sobrepase. Cuando esto pasa la enana blanca se colapsa como si fuera el
núcleo de una estrella masiva y las capas exteriores explotan como Supernova.
![Page 65: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/65.jpg)
A diferencia de las supernovas anteriores, estas explosiones no tienen que expulsar ninguna atmósfera estelar circundante. Esto hace que estas explosiones de supernova
sean más brillantes que las anteriores.
![Page 66: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/66.jpg)
Estas son las Supernova de Tipo I (enana blanca en sistema binario que explota).Las Supernova de Tipo II (o clásicas) son las estrellas “normales” que explotan
expulsando su atmósfera estelar.
![Page 67: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/67.jpg)
Las Supernovas de Tipo I, además de ser más brillantes que las de Tipo II, tienen un decaimiento de su brillo más repentino que las Supernovas de Tipo II. Esto se debe a que las Supernovas de Tipo II hacen que el material de la atmósfera que expulsaron
“brille” por más tiempo. Las de Tipo I casi no tienen material a su alrededor.
![Page 68: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/68.jpg)
El material expulsado por una Supernova es conocido como en Remanente de Supernova. Este material viaja a gran velocidad y forma ondas de choque que chocan con las nubes de gas y polvo de la galaxia, incitando a la formación de nuevas estrellas
y enriqueciendo las nubes con elementos pesados.
![Page 69: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/69.jpg)
Esta figura muestra el Remanente de Supernova llamado la Nebulosa del Cangrejo (M1). Es lo que queda de una explosión de Supernova que fue observada por los
chinos en el año 1054.
![Page 70: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/70.jpg)
• Estrellas de NeutronesEstrellas de Neutrones
Lo que normalmente queda después de una explosión de Supernova es solamente el núcleo de neutrones. El Remanente de Supernova se disipa en unos cuantos miles de
años, como lo hacen las nebulosas planetarias.
![Page 71: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/71.jpg)
Estos objetos ahora son conocidos como Estrellas de Neutrones. Tienen densidades de 1017 kg./m3 y diámetros de unos 8 kilómetros solamente. La fuerza de gravedad es
tan alta que la velocidad de escape de estos objetos de 150,000 km./seg. (la mitad de la velocidad de la luz).
![Page 72: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/72.jpg)
Estas Estrellas de Neutrones, por conservación del momento angular de la antigua estrella, giran muy rápido (fracciones de segundo). El campo magnético de la antigua
estrella también se conserva y se concentra en un volumen mucho más pequeño alrededor de la estrella de neutrones.
![Page 73: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/73.jpg)
El campo magnético atrae material ionizado hacia los polos magnéticos de la estrella de neutrones, donde choca violentamente calentado el lugar. Es tan grande la energía
producida que material es expulsado por los polos magnéticos y canalizado por el campo magnético en chorros de materia en dirección opuesta.
![Page 74: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/74.jpg)
Como el eje de rotación generalmente no coincide con los polos magnéticos, el rápido giro de la estrella hace que los chorros de materia expulsada barran dos conos en
dirección opuesta.
![Page 75: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/75.jpg)
En 1967 se encontró una señal de radio del espacio que pulsaba exactamente cada 1.3373011 segundos. Inicialmente se creyó que eran señales de seres extraterrestres,
pero pronto se descubrieron otras con períodos diferentes. Se les llamó Pulsares.
![Page 76: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/76.jpg)
Ahora sabemos que estas señales es la energía que detectamos de estos conos de material expulsado por las estrellas de neutrones que giran rápidamente. El efecto es análogo a la luz de un faro que, al girar, se ve periódicamente cada vez que el haz de
luz apunta en dirección del barco.
![Page 77: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/77.jpg)
El Remanente de Supernova de la Nebulosa del Cangrejo, por ejemplo, tiene un Pulsar que rota con una frecuencia de 30 Hz. Esta rotación es demasiado rápida para una
Enana Blanca (ésta se despedazaría), por lo tanto concluimos que debe ser una estrella de neutrones.
![Page 78: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/78.jpg)
Las estrellas de neutrones (pulsares) también pueden existir como compañeras de estrellas normales en sistemas binarios cercanos. En este caso, como sucede con
algunas enanas blancas, la estrella de neutrones absorbe material de la compañera. Este material forma un Disco de Acreción plano alrededor de la estrella de neutrones
antes de chocar.
![Page 79: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/79.jpg)
En este disco la fricción del material orbitando es grande y se producen una gran cantidad de Rayos X y otras radiaciones electromagnéticas energéticas que pueden ser
detectadas desde la Tierra. Así podemos estudiar estos sistemas binarios.
![Page 80: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/80.jpg)
La figura de abajo muestra a la Estrella de Neutrones de la Nebulosa del Cangrejo. La foto de la derecha muestra la luz visible que nos llega cuando el pulso de luz barre la dirección de la Tierra (como un faro), mientras que la foto de la izquierda fue tomada
entre pulsaciones y no muestra la estrella.
![Page 81: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/81.jpg)
La figura muestra un sistema binario compuesto de una estrella ordinaria y una estrella de neutrones. Esos sistemas son inestables y podemos observar grandes variaciones periódicas y no periódicas en la cantidad de radiación que nos llega.
![Page 82: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/82.jpg)
Ocasionalmente estrellas se abrillantan entre 10,000 y 1,000,000 de veces comparado con su brillo normal. Esto lo repiten a intervalos mas o menor semirregulares de
tiempo. A estas estrellas se les llaman Novas.
![Page 83: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/83.jpg)
Estas estrellas son en realidad Enanas Blancas en un sistema binario próximo en el cual la estrella gigante alimenta hidrógeno a la enana a través del Límite de Roche. La temperatura de esta capa de hidrógeno sobre la enana blanca aumenta hasta el punto
en que se pueden iniciar reacciones nucleares (10,000,000 K).
![Page 84: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/84.jpg)
Esto sucede explosivamente y expulsa al espacio la capa de hidrógeno recién acumulada. La Gigante Roja “alimenta” a la Enana Blanca de nuevo, y el ciclo se repite.
![Page 85: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/85.jpg)
Estas estrellas “nuevas” (novas) en realidad son estrellas en el fin de su evolución que explotan, y no tienen nada de nuevo.
Se les llamó así porque de repente aparecía en el cielo una nueva estrella, y no sabían nada sobre su procedencia. En ese entonces se decía que una “nueva” estrella había
aparecido, y el nombre se quedó.
![Page 86: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/86.jpg)
• Hoyos NegrosHoyos Negros
En una Estrella de Neutrones el tamaño se determina por el equilibrio entre la fuerza de gravedad de la masa y la presión del material
comprimido. Simplemente los neutrones ya no pueden estar físicamente mas “apretados”.
..
![Page 87: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/87.jpg)
Sin embargo, en algunas estrellas muy masivas que explotan como Supernovas de Tipo II sucede algo extraordinario.
Al colapsarse el núcleo de la estrella en una estrella de neutrones el resto de la atmósfera choca fuertemente con el centro. El impacto puede ser tan poderoso que
los mismos neutrones no puedan soportar la presión producida.
![Page 88: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/88.jpg)
La masa comprimida en un espacio tan pequeño es tanta, y la fuerza de gravedad resultante es tan grande que el núcleo estelar de neutrones se colapsa de nuevo al
vencerse el límite de presión de degeneración de los neutrones.
![Page 89: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/89.jpg)
Esto sucede cuando la masa del núcleo sobrepasa las 3 masas solares. No existe fuerza alguna en el Universo que sea capaz de detener este colapso y la materia del núcleo se
colapsa continuamente y para siempre en lo que llamamos una Singularidad.
![Page 90: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/90.jpg)
La fuerza de gravedad cerca de este objeto es tan grande que la velocidad de escape es mayor que la velocidad de la luz. Por lo tanto nada, ni siquiera la radiación
electromagnética, puede escapar de la Singularidad. Cualquier objeto o energía que toque este objeto es absorbido.
![Page 91: Evolucion estelar 2013](https://reader033.vdocumento.com/reader033/viewer/2022052905/5585f4c9d8b42a70068b4820/html5/thumbnails/91.jpg)
Por lo mismo estos objetos son también llamados comúnmente Hoyos Negros.La Teoría Newtoniana sobre la gravedad es inadecuada para describir los momentos
finales del colapso de estas estrellas. Necesitamos utilizar la Teoría de la Gravedad de Einstein para poder comprender la naturaleza de los Hoyos Negros.