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• Durante su etapa de juventud y madurez, las estrellas consumen el Hidrógeno del que disponen en su núcleo y almacenan el Helio que obtienen como residuo.

• Recordemos que a este período de la vida de una estrella lo llamamos la Secuencia Principal, y que las estrellas menos masivas (enanas) viven mucho más: T más baja, completamente convectivas…)

• Veremos qué le ocurre a las estrellas una vez han consumido ese Hidrógeno. Lo que hagan depende de su masa inicial.

Evolución para masa baja (1 M�)

• Cuando acaba el H del núcleo se contrae, T en el núcleo ↑↑ y comienzan reacciones en el núcleo de He que formó.

• A la vez las capas exteriores se expanden. La estrella está en la fase de Gigante Roja(se vuelve más luminosa y rojiza).

• La fusión del Helio origina como residuo Carbono, Oxígeno, Nitrógeno... (elementos cada vez más pesados). Recordatorio: los EQ se forman en las estrellas !!!

Gigante Roja vs SolDiámetro = 1 U.A. (Arturo, Aldebarán…)

• El proceso de expansión de las capas exteriores continúa, originando una nebulosa planetaria. El núcleo, ya sin fusión del Helio, queda al descubierto y es lo que conocemos como una enana blanca.

• “Cadáver” (estrella degenerada) de C, del tamaño de la Tierra y densidad de unos 1.000 kg por cm3.

• Las enanas blancas son en un comienzo muy calientes y poco luminosas. Con los millones de años se enfrían y se vuelven oscuras e indetectables (materia oscura ?).

Nebulosas planetarias

Líneas de emisión intensas de Oxígeno ionizado

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Abell 39

Se enriquece el medio interestelar con elementos creados en el interior de las estrellas: diferentes poblaciones estelares y diferentes evoluciones…

Evolución para masas altas

• Cuando se acaba el H fusiona el He para dar C y N. Cuando acaba el He empieza a fusionar el C y el N, sintetizando elementos cada vez más pesados.

• Al mismo tiempo, la atmósfera estelar se expande varias U.A’s. Es la fase de Supergigante Roja.

Betelgeuse • La estrella se encuentra con un núcleo de Fe que ya no puede fusionar.

• La temperatura del núcleo produce fotodesintegración y neutronización. El núcleo colapsa a un objeto supercompactoy las capas exteriores son barridas por viento de neutrinos (pueden llegar a rebotar en el núcleo compacto). Es una explosión de Supernova de tipo II.

• Se sintetizan elementos pesados y se enriquece el MI.

• El brillo de la explosión puede igualar al de toda una galaxia.

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Supernova en NGC 4526

• En nuestra galaxia hemos visto unas 8 supernovas en los últimos dos milenios. Ocurrirán más que no podemos observar al tener lugar en posiciones de la galaxia ocultas a nuestros ojos.

• Ahora bien, por su alto brillo, todos los años observamos un buen número de supernovas en galaxias distantes.

Supernovas en la Galaxia del Remolino (M51)

Supernovas históricas: SN 1006

• Se corresponde con la radiofuente PKS 1459 – 41, situada a unos 7.200 años luz.

• Registros de observadores asiáticos, europeos y árabes del año 1006. Constelación de Lupus. Llegó a alcanzar magnitud aparente -7. Tipo II.

Supernovas históricas: SN 1054

• Registros de observadores asiáticos y árabes del año 1054. Constelación de Tauro. Llegó a alcanzar magnitud aparente -3 / -5. Tipo II.

• Se corresponde con el Remanente del Cangrejo (M1), situado a unos 6.000 años luz.

Supernovas históricas: SN 1181

• Registros de observadores chinos y japoneses del año 1181. Situada en Casiopea, alcanzó magnitud -1. Tipo II.

• Se corresponde con el púlsar 3C 58.

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Supernovas históricas: SN 1572 (de Tycho)

• Se observó en el año 1572 en la constelación de Casiopea. Llegó a alcanzar magnitud aparente -4. Tipo I.

• Su remanente se sitúa a unos 7.500 años luz.

Supernovas históricas: SN 1604 (de Kepler)

• Se observó en el año 1604 en la constelación de Ofiuco. Llegó a alcanzar magnitud aparente -2,5. Tipo I.

• Su remanente se sitúa a unos 20.000 años luz.

• Última supernova observada en la Vía Láctea.

• SN 1987 A fue la última gran supernova observada.

• Se observó en el año 1987 en la Gran Nube de Magallanes (constelación de la Dorada), a unos 170.000 años luz del Sol. Alcanzó magnitud aparente 3. Tipo II.

• Distinguimos entre los diferentes tipos de supernovas por su curva de luz (máxima luminosidad y perfil). También por las líneas que observamos en el espectro.

• Una de las expresiones más importantes de la Astronomía relaciona el brillo aparente de las estrellas (m) con su luminosidad intrínseca (M) y la distancia a la que se encuentran (d):

m – M = - 5 + (5 x log d)

Por ejemplo, Vega es una estrella de m = 0 y M = 0’58. Determinados esos dos datos puedo despejar d, y obtener d=7’65 parsecs(25 años luz)

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• Los astrónomos, cuando vemos una Supernova en una galaxia lejana podemos trazar su curva de luz con magnitudes aparentes.

• Pero también sabemos cómo es la curva de luz teórica de una supernova en términos de su brillo absoluto (M máximo = -19)

• Entonces, experimentalmente, solapando la gráfica teórica (M) con la experimental (m), podemos saber la correspondencia entre m y M, y de ahí deducir la distancia a la que está la supernova i.e. la galaxia que la alberga.

• En 1994 se observó la Supernova de tipo I SN 1994 ae, en la galaxia NGC 3370, situada a unos 30 Mpc (98 millones de años luz) en Leo

• En 1990 se observóSN 1990 n, en la galaxia NGC 4639, situada a 24 Mpc (78 millones de años luz) en Virgo

• El núcleo de Fe sobre el que se derrumba la estrella se convierte en una estrella de neutrones.

• - y + se combinan para formar neutrones, que pueden compactarse mucho.

• La estrella de neutrones tiene la masa de todo el núcleo de Fe (1M�) y el tamaño de una ciudad. Su densidad es de 1.000 toneladas por cm3.

• Giran varias veces por segundo, son los púlsares.

• Son los faros de la galaxia.

• Tienen potentes campos magnéticos que los hacen muy brillantes en radio. Cada vez que el haz enfoca a la Tierra (si lo hace) se detecta el púlsar.

• El primero detectado, el del remanente de SNM1, PSR0531+121, se confundió con señales inteligentes.

• Rota 30 veces por segundo.

• Pocas estrellas que terminen sus días como púlsares tienen planetas, aún así, algunas los tienen.

• Si el planeta resiste la explosión de Supernova, seguirá orbitando en torno al púlsar y su presencia puede ser detectada fácilmente (animación).

• Lo dicho anteriormente es válido si la masa de la estrella es < 8 M�.

• Es así ya que las capas interiores de la estrella de neutrones “aguantan” el peso de las exteriores. Pero este mecanismo tiene un límite…

• Si la masa del núcleo de Fe era muy grande, la estrella de neutrones no se sostiene, colapsa y da lugar a un Agujero Negro Estelar.

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Disco de acrección –emisión de rayos X

Cygnus X-1 se encuentra a unos 6000 años luz en la dirección de la constelación del Cisne. La estrella principal es de la octava magnitud y se observa con prismáticos.