Muerte de las estrellasPor Raúl Alvite Pazó, 1º BACH B

Índice1. Introdución

1.1-6 Diapositivas → 3-82. Muerte de las estrellas

2.1-4.X Diapositivas → 9-263. Conclusión → Diapositiva 274. Bibliografía → Diapositiva 28

1.1 Introducción ¿Qué son las estrellas?Una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia.

1.2 IntroducciónSu forma:Mantiene su forma gracias a un equilibrio entre fuerzas:- Gravedad (hacia dentro)- Presión (hacia fuera)

1.3 IntroducciónLas estrellas emiten 3 formas de energía hacia el espacio.● Radiación electromagnética ● Neutrinos● Viento estelar

1.4 IntroducciónLa masa de las estrellas varía entre 0,08 y 200 masas solares (Msol).Su masa tendrá una gran importancia en la muerte de la estrella.

1.5 IntroducciónLuminosidad: es una propiedad que las caracteriza

L es la luminosidad, sigma la constante de Stefan- Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.

1.6 Introducción La edad de la mayoría de las estrellas está entre 1000 y 10000 millones de años.

Estrella más antigua: HE 1523-0901 con 13200 millones de años

2. Muerte de las estrellas● Detenimiento de las reacciones nucleares.● Comienzo de la fusión en capas externas.● Diferentes fenómenos en la estrella● Colapso

2.1 Procesos de muerte de las estrellas según su masa

Rango de masas Fases evolutivas Destino final

Masa baja: M 0,5 MSol PSP SP SubG GR ¿NP?+EB

Masa intermedia: 0,5 MSol M 9 MSol PSP SP SubG GR AR/RH

RAG NP+EB

Masa elevada: 9 MSol M 30 MSol PSP SP SGAz SGAm SGR SN+EN

Masa muy elevada:

30 MSol M PSP SP SGAz/WR VLA WR SN/BRG+AN

2.1.1 Magnitudes de las que dependen ● Metalicidad.● Velocidad de

rotación.● Presencia de

compañeras.

2.2 Estrellas de masa baja e intermedia ( M < 9 MSol )Presenta varias fases, que designaré con números:1. Fase de subgigante2. Fase de Gigante Roja3. Fase de apelotonamiento rojo (AR) o de la rama horizontal (RH)4. Fase de la rama asintótica de las gigantes (RAG)

2.2.1 Fase 1 - Se agota el hidrógeno en el núcleo y se quema en una cáscara alrededor de este.- La estrella se hincha y su superficie enfría, quedando en una fase intermedia entre secuencia principal y gigante roja.

2.2.2 Fase 2- Cuando la temperatura de la subgigante baja aún más, la estrella aumenta su tamaño (r= 100 millones km) y mucho su luminosidad.Se convierte en una Gigante Roja

2.2.2 Fase 2La energía de la Gigante Roja deriva del mismo proceso que el de la subgigante. Esta fase termina cuando el helio se enciende o se fusiona por el proceso triple-alfa.

2.2.3 Fase 3Al iniciarse el proceso triple-alfa:- El tamaño y luminosidad de la estrella disminuyen.- Influye la metalicidad.- El núcleo se vuelve más denso y se llega a 108 K.

2.2.4 Fase 4- Se da por agotamiento del helio- La estrella comienza a quemarlo en capa.- Aumento de tamaño y luminosidad, descenso de temperatura.

2.2.5 Muerte de la estrella y remanente

- Nebulosa planetaria y deja una Enana Blanca.- Núcleo desnudo de la estrella- Temperaturas muy altas- Ionización

2.3 Estrellas de masa elevada ( 9 MSol < M < 30 MSol )

Presentan fases diferentes a las anteriores, debido a:- Las temperaturas- La luminosidad- Las pérdidas de masa

2.3.1 Fase 1 - SGAz y SGAm- Se produce al acabar de quemar o fusionar hidrógeno.- Descenso de las temperaturas.

2.3.2 Fase 2 - SGR- Forman las estrellas más grandes (en tamaño) del Universo.- Grandes pérdidas de masa.

2.3.3 Muerte de la estrella y remanente Supernova de colapso gravitatorio, dejando como remanente una estrella de neutrones.

Supernova de Kepler

2.4 Estrellas de masa muy elevada ( M > 30 MSol )

Diferencias con el rango de masas anterior:- Tasas de pérdida de masa- Remanente

2.4.1 Fase 1 (VLA)Variable luminosa azul:- Agotan hidrógeno → 1. SGAz 2. VLA

2.4.2 Fase 2 (WR)- Pérdida de masa y de capas- Diferencia de masa con el estado inicial enorme.

Imagen de una estrella Wolf- rayet y de la nebulosa que la rodea.

2.4.3 Muerte de la estrella y remanente

- Se agota el combustible nuclear y se produce un brote de rayos gamma, dejando un agujero negro.- Varias posibilidades según la metalicidad.

Representación artística de un brote de rayos gamma

3. ConclusiónLas estrellas pueden morir de diferentes formas que ahora conocemos, dando lugar a distintos fenómenos en el espacio.

FIN DEL TRABAJO

4. Bibliografía ● http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella (modificada por última vez el

10/11/13 a las 23:57)● http://es.wikipedia.org/wiki/Evoluci%C3%B3n_estelar (modificada por

última vez el 7/6/13 a las 21:59)● http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_neutrones (modificada por

última vez el 7/9/13 a las 18:18)● http://es.wikipedia.org/wiki/Supernova (modificada por última vez el

10/10/13 a las 21:30)● Google imágenes (https://www.google.es/imghp?

hl=es&tab=wi&ei=gVuBUsW9H-WX1AXb0oBg&ved=0CAQQqi4oAg)