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Unidad didáctica 1:Evolución estelar

Nebulosa de la Laguna

ANTARES - Módulo 3 - Unidad 1 - Programa de Nuevas Tecnologías - MEC

file:///F|/antares/modulo3/m3_u100.html [12/3/2000 17.24.24]

1.1. Nacimiento y juventud de las estrellas

Nubes interestelares●

Protoestrella●

Traza de Hayashi●

Secuencia principal de edad cero●

Nubes interestelares

El proceso de formación de una estrella se puede resumir de la formasiguiente: se inicia en el interior de una nube fría de polvo y gas interestelarque empieza a colapsarse bajo la acción de su gravedad (su propio peso). Lanube se fragmenta y la contracción calienta los fragmentos hasta queeventualmente el centro se hace lo suficientemente caliente para que lasreacciones nucleares se inicien. En este punto la contracción se detiene y hanacido una estrella.

Las grandes nubes moleculares son los lugares de formación de estrellas¿cuales son las condiciones para que ocurra el colapso ?. La temperatura dela nube debe ser pequeña para que los átomos y moléculas que constituyenestas nubes, se muevan lentamente y permitan a las partes más densas de lanube contraerse bajo la acción de su propia gravedad (peso) formando unoscoágulos o fragmentos más pequeños que darán lugar a las nuevas estrellas.

ANTARES - Módulo 3 - Unidad 1-01- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -

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Figura 3-1-1: Fotografía de la Nebulosa de Orión donde tiene lugar la formación deestrellas.

La primera fase en el proceso de formación de una estrella es una gran nube

interestelar de decenas de parsecs (1014 - 1015 km) de diámetro, con unatemperatura de 10 a 100 K y una masa de miles de veces la masa del Sol enforma de gas atómico y molecular (Figura 3-1-1). Esta nube se hace inestabley eventualmente se fragmenta en nubes más pequeñas. El colapso inicialocurre porque partes de la nube se hacen inestables gravitacionalmente,quizás ayudadas por factores externos como pueden ser ondas de presiónproducidas por estrellas de tipo O y B cercanas o explosiones de supernovas.Una vez que se inicia el colapso, la teoría sugiere, que una consecuencianatural es la fragmentación en nubes más pequeñas mientras continúen lasinestabilidades gravitacionales en el gas. Una nube típica puede romperse endiez, cien y hasta miles de fragmentos cada uno de los cuales sigue elcomportamiento de la nube parental y continua contrayéndose cada vez másrápido. Este proceso dura unos pocos millones de años.

De esta forma, una nube interestelar puede producir muchas estrellas al



mismo tiempo, incluso un cúmulo con cientos de estrellas cada una de ellascomparable o más pequeña que el Sol. Hay poca evidencia de que lasestrellas nazcan aisladas, la mayoría se originan como miembros de sistemasmúltiples o de cúmulos.

Un fragmento destinado a formar una estrella similar al Sol contiene entre 1 y2 masas solares, con un tamaño de unas 100 veces el tamaño del sistemasolar. Aunque ha disminuido substancialmente su tamaño por la contracción,la temperatura no es muy diferente de la que tenia la nube parental. Esto esdebido a que el gas emite constantemente grandes cantidades de energía alexterior. La materia de los fragmentos es tan transparente que los fotonescreados dentro escapan fácilmente sin ser absorbidos de nuevo por la nube.Así toda la energía cedida en el colapso escapa y no produce un aumento dela temperatura. El gas en esta fase se encuentra a unos 100 K.

Como los fragmentos continúan contrayéndose, eventualmente se hacen másdensos y la radiación empieza a no poder escapar fácilmente. La radiaciónatrapada hace que la temperatura suba, y aumente la presión y lafragmentación cesa. Varias decenas de miles de años después de que empezóa contraerse, un fragmento típico tiene la forma de una esfera gaseosa con undiámetro aproximadamente como él de nuestro sistema solar. La región másinterior del fragmento se ha hecho opaca a su propia radiación y ha empezadoa calentarse, la temperatura central alcanza los 10 000 K. Sin embargo latemperatura en la periferia del fragmento no ha aumentado mucho, ya que ladensidad aumenta mucho más rápidamente en el núcleo de los fragmentosque en la periferia.

Protoestrella

La región central opaca y densa se conoce como una protoestrella, su masaaumenta conforma más materia cae de la zona exterior y su radio continuadisminuyendo porque su presión no es suficiente para soportar el empuje dela gravedad. Ahora se puede distinguir una superficie en la protoestrella, sufotosfera.

Conforme evoluciona la protoestrella va disminuyendo de tamaño,aumentando su densidad y su temperatura en el centro y en la fotosfera.Ahora las propiedades físicas de la protoestrella pueden representarse en eldiagrama H-R. Conociendo el radio y la temperatura superficial de laprotoestrella se puede calcular su luminosidad. Esta puede ser del orden devarios miles de veces la luminosidad solar, porque aunque su temperaturasuperficial sea pequeña, del orden de la mitad de la solar, su tamaño esmucho mayor, unas cien veces el solar. Como todavía no han empezado lasreacciones nucleares, esta luminosidad se debe a la energía gravitacionalcedida en la contracción.

Traza de Hayashi



Figura 3-1-2: La traza de Hayashi corresponde a la disminución de luminosidadnumearada de 4 a 6. En 7 la protoestrella llega a la secuencia principal y es ya unaestrella.

La protoestrella aparecerá en el diagrama H-R por la derecha (por el lado rojo

o frío), como continua contrayéndose se mueve en este diagrama hacia abajo(hacia luminosidades menores) y ligeramente hacia la izquierda (haciatemperaturas mayores). Este camino recorrido en el diagrama H-R (trazaevolutiva) se denomina la traza de Hayashi (Figura 3-1-2). Las protoestrellasen esta fase muestran una violenta actividad superficial, por ejemplo, intensosvientos protoestelares mucho más densos que el viento solar. Las estrellas TTauri se encuentran en esta fase y son su evidencia observacional, realmenteson protoestrellas en la traza de Hayashi a pesar de llamarlas estrellas.

Al final de la traza de Hayashi la protoestrella tiene aproximadamente 1 masasolar, un radio de unos 1 000 000 km y la contracción ha aumentado latemperatura hasta 107 K, suficiente para iniciar las reacciones nucleares. En elcentro de la estrella los núcleos de hidrógeno empiezan a fusionarse para darnúcleos de helio, y una estrella ha nacido. Durante aproximadamente los 30millones de años siguientes la estrella se contrae un poco más aumentandosu densidad central y su temperatura alcanza los 15 millones de gradosmientras que en la superficie es de unos 6 000 K. Finalmente la estrellaalcanza la secuencia principal en la posición en que se encuentra el Sol. Lapresión ahora equilibra a la gravedad y la energía nuclear generada en elnúcleo es la emitida por la superficie de la estrella.



Toda la fase evolutiva anterior a la secuencia principal, que se acaba dedescribir, tiene una duración de 40 a 50 millones de años, que aunque esmucho tiempo es menos del 1% de la vida del Sol en la secuencia principalque dura del orden de10 mil millones de años.

Figura 3-1-3: Trazas evolutivas presecuencia principal para estrellas con diferentesmasas. La línea de trazos muestra el estado evolutivo alcanzado después del número deaños transcurridos.

Los fragmentos más masivos dentro de la nube interestelar tienden a producir

protoestrellas más masivas y en consecuencia estrellas más masivas. Elcomportamiento de estos fragmentos masivos es similar al descritoanteriormente pero las densidades, radios y temperaturas alcanzados sondiferentes, así como la traza evolutiva seguida, que en algunos casos difiereconsiderablemente. En la Figura 3-1-3 se dan las trazas evolutivaspresecuencia principal para objetos de diferentes masas.

Los fragmentos de la nube que formaran estrellas masivas se acercan a lasecuencia principal a lo largo de trazas más altas en el diagrama H-R, es decircon luminosidades y temperaturas mayores.

El tiempo requerido para que una nube interestelar llegue ser una estrella dela secuencia principal depende de la masa. Los grandes fragmentos de nubese contraen en estrellas en sólo un millón de años. El caso opuesto son losobjetos con masa menor que el Sol, aquellos fragmentos de nube que darán



lugar a las estrellas poco masivas que son más pequeñas y más frías que elSol. Una estrella típica de tipo espectral M tarda mil millones de años en sufase presecuencia principal, unas 20 veces más que el Sol.

Secuencia principal de edad cero

La secuencia principal del diagrama H-R, donde las propiedades estelaresadquieren valores estables y se producen fusiones nucleares durante unextenso periodo de tiempo, recibe el nombre de secuencia principal de edadcero. Es importante señalar que la secuencia principal no es una trazaevolutiva, las estrellas no evolucionan a lo largo de ella. Es una parada en eldiagrama H-R donde las estrellas pasan la mayor parte de su vida, las pocomasivas en la parte baja y las muy masivas en la parte alta.

Sí las nubes de gas interestelar estuviesen compuestas por los mismoselementos químicos y en la misma cantidad, la masa sería el único factor quedeterminase la posición de una estrella en el diagrama H-R al nacer, y lasecuencia principal de edad cero sería una línea bien definida en lugar de unabanda ancha. Sin embargo, la composición química de las estrellas afecta asu estructura (debido a cambios en la opacidad de las capas más exteriores) yesto influye en los valores de la luminosidad y temperatura en la secuenciaprincipal.

La composición química de las estrellas viene dada por su abundancia dehidrógeno, helio y metales (en Astrofísica consideramos metales a todos loselementos más pesados que el helio). La abundancia de los metales aumentaen las sucesivas generaciones estelares ya que conforme las estrellasevolucionan y envejecen, como veremos más adelante, pierden parte de sumasa que contiene los elementos químicos que ella misma ha creado, porreacciones nucleares, y la ceden al medio interestelar que así se enriquece enmetales, las nuevas generaciones de estrellas, nacidas en este medio másrico, contienen una abundancia mayor de elementos pesados.

Las estrella con elementos más pesados tienden a ser más frías y ligeramentemenos luminosas que las estrellas que tienen la misma masa pero pocoselementos pesados (deficientes en metales). Como resultado de estasdiferencias en composición entre las estrellas, la secuencia principal de edadcero es una banda ancha en lugar de una línea estrecha.

Algunos fragmentos de nube son demasiado pequeños para llegar a serestrellas, el planeta gigante Júpiter es un ejemplo de ello. Júpiter se contrajobajo la acción de la gravedad y la energía producida todavía es detectable,pero su masa no fue suficiente para que la gravedad la calentase hasta latemperatura necesaria para la fusión nuclear. Se estabilizó por el calorgenerado y la rotación antes de empezar a fusionar el hidrógeno. Júpiternunca evolucionó más allá del estado de protoestrella. Sí Júpiter, o cualquierotro de los planetas jovianos, hubiese continuado acumulando gas de lanebulosa solar hubiese podido llegar a estrella.

Los fragmentos de gas interestelar poco masivos carecen de la masanecesaria para iniciar las reacciones nucleares, continuaran enfriándose yhaciéndose compactos y oscuros. La masa mínima necesaria para generar lastemperaturas de fusión nuclear es alrededor de 0.08 masas solares. Un grannúmero de objetos similares a Júpiter deben estar repartidos en el Universo,objetos pequeños, débiles y fríos muy difíciles de observar, reciben el nombre



de "enanas marrones". Pueden ser planetas asociados a estrellas ofragmentos de nubes interestelares alejados de cualquier estrella.



1.2. Evolución para estrellas poco masivas

Gigantes rojas●

El Flash de Helio●

La secuencia principal del diagrama H-R es el estado evolutivo (en él que pasa

la mayor parte de su vida una estrella) que dura más tiempo en la vida de unaestrella. Una vez que una estrella abandona la secuencia principal sus díasestán contados, es el principio del fin de cualquier estrella.

El Sol, por ejemplo, ha permanecido en la secuencia principal durante 4 500millones de años y todavía le quedan otros 4 500 millones de años. Lasestrellas enanas de tipo espectral M queman su combustible tan lentamenteque ninguna de ellas ha abandonado todavía la secuencia principal, algunasde ellas permanecen durante billones de años. Las estrellas más masivas detipos espectrales O y B evolucionan fuera de la secuencia principal en sólounos pocos millones de años.

Los estados finales de la evolución estelar dependen críticamente de la masade la estrella, las estrellas poco masivas mueren tranquilamente mientras quelas más masivas lo hacen de una forma catastrófica. Por ello vamos a dividirla evolución en dos partes: estrellas poco masivas y estrellas masivas, estasúltimas serán aquellas que tengan 8 o más masas solares. Empezaremos porconsiderar la evolución de una estrella como el Sol.

Como se dijo en el capitulo anterior, la gravedad siempre está presentecuando existe materia y un objeto astronómico sólo deja de colapsarse bajosu propio peso cuando lo contrarresta otro fenómeno. En el caso de lasestrellas la presión del gas debida a la alta temperatura del centro es capaz decontrarrestar a la gravedad. Pero más pronto o más tarde la gravedadterminará por ganar.

En la secuencia principal la estrella permanece en equilibrio, la gravedad seequilibra con la presión del gas y su combustible, hidrógeno, se fusiona enhelio (más tarde veremos las reacciones nucleares que ocurren en esta fusióndel hidrógeno). El contenido de helio va aumentando en el centro de la estrelladonde las temperaturas son más altas y la fusión es más rápida y conforme vapasando el tiempo ocurren cambios de poca importancia, la estrella se haceun poco más brillante y se calienta ligeramente en su superficie. Comoresultado, se mueve lentamente hacia arriba y hacia la izquierda respecto a suposición original en el diagrama H-R. El Sol cuando nació hace unos 4 500millones de años, era ligeramente más pequeño y frío.

Las fases fascinantes de la evolución estelar comienzan cuando laabundancia de hidrógeno en el núcleo disminuye en aproximadamente el 1%,



es decir, el hidrógeno se ha agotado en el centro y la fusión se desplaza acapas más exteriores del núcleo. En el centro un núcleo de helio inerteempieza a crecer, mientras la fusión del hidrógeno continua fusionándose enlas capas más exteriores del núcleo, la falta de fusión nuclear en el centroconduce a una situación inestable. La presión del gas se debilita pero lafuerza de la gravedad no. La temperatura del centro es del orden de 107 K queno es suficiente para producir la fusión del helio y generar energía, enconsecuencia, otra vez se hacen dominantes las fuerzas gravitacionalesproduciendo la contracción del núcleo de la estrella. Curiosamente laluminosidad no disminuye ya que la energía gravitacional cedida en lacontracción se utiliza en aumentar la temperatura del núcleo de forma que elhidrógeno, que queda en una envoltura alrededor del núcleo de helio, sefusiona más rápidamente que antes. Esta fase se conoce como capa fuente defusión de hidrógeno, esta capa genera ahora mucha energía la presióngaseosa aumenta forzando a las capas intermedias y sobre todo a las másexteriores a expandirse. Al aumentar de tamaño la estrella disminuye sutemperatura superficial haciéndose más roja, la estrella se ha transformado enuna gigante roja. El tiempo transcurrido desde la secuencia principal hasta lasprimeras fases de gigante roja es de unos 100 millones de años.



Figura 3-1-4:Trazas evolutivas posteriores a la secuencia prinicipal, corresponden a laregión de las subgigantes y gigantes rojas. Para las estrellas masivas donde se produceel giro hacia la izquierda y hacia abajo es cuando se inicia la fusión del helio en elnúcleo. Para las estrellas menos masivas el asterisco indica donde ocurre el flash dehelio.

En la Figura 3-1-4 podemos ver los cambios en el diagrama H-R, la traza

evolutiva seguida por la estrella desde que abandona la secuencia principal ypasa por la región de las subgigantes para llegar a gigante roja.

En el Sol durante los próximos 4 500 millones de años, mientras consume elhidrógeno que le queda en el centro, los cambios se acelerarán. Al final delperiodo el Sol será un 25% más grande y dos veces más brillante que lo fue alnacer. Entonces ya no habrá vida en la Tierra, el disco aparente del Sol llegaráhasta la órbita de Venus y la temperatura en la superficie terrestre será la defusión del plomo. En contraste su núcleo de helio será sorprendentementepequeño, dos veces más grande que la Tierra.

Gigantes rojas

La contracción del núcleo y la expansión de las capas exteriores no continuaindefinidamente y al cabo de unos pocos de cientos de millones de años, parauna estrella como el Sol, el helio empieza a fusionarse en el núcleo. Latemperatura ha alcanzado los cien millones de grados (108 K) y los núcleos dehelio pueden fusionarse para dar núcleos de carbono, otro periodo defusiones nucleares en el centro de la estrella se ha iniciado. Los núcleos dehelio reciben tradicionalmente el nombre de partículas alfa, y como en estareacción de fusión se necesitan tres núcleos de helio para formar uno decarbono, la reacción se denomina el proceso triple alfa.



Figura 3-1-5. Trazas evolutivas para estrellas poco masivas, después de ascender por la

rama gigante asintótica se desplaza hacia la izquierda apareciendo como una Nebulosaplanetaria y después se convertirá en una enana blanca.

Cuando han consumido el helio en su núcleo, empieza a fusionarse en unacapa alrededor del carbono inerte. El núcleo de la estrella de nuevo se contraey por segunda vez sus capas exteriores se expanden, se hace más brillante yasciende, en el diagrama H-R, por la llamada rama gigante asintótica que esparalela a la rama gigante original. Estas estrellas con dos capas fuentes deenergía (una de hidrógeno y otra de helio) se mueven, pues, hacia arriba yhacia la derecha en el diagrama y sus superficies son muy frías, tipo espectralM8, pero los objetos muy luminosos debido a su gran tamaño ( Figura 3-1-5).

El Flash de Helio



Para las estrellas muy poco masivas (3 o menos masas solares) hay unacomplicación en el inicio del proceso de fusión del helio. El núcleo de estasestrellas alcanza densidades muy grandes y el gas constituyente alcanza unnuevo estado, se dice que el gas se degenera, cuyas propiedades se rigen porlas leyes de la mecánica cuántica. Hemos dicho que en el centro de lasestrellas hay núcleos de hidrógeno (protones), núcleos de helio (partículasalfa) que son los que participan en las reacciones nucleares generandoenergía y constituyen casi toda la masa de la estrella. Sin embargo, lasestrellas tienen otro constituyente importante una gran cantidad de electronesque han sido arrancados de los átomos debido a la alta temperatura delinterior estelar. Estos electrones juegan un papel importante en ciertas fasesevolutivas.

El principio de exclusión de Pauli (W. Pauli fue uno de los padres de la Físicacuántica) prohibe que los electrones se encuentren demasiado juntos en elnúcleo, es como si cada electrón defendiese su territorio de los otroselectrones ejerciendo una repulsión entre ellos que da lugar a una presión,esto ocurre a grandes densidades y se dice que los electrones se degeneran yla presión asociada se llama presión de un gas degenerado de electrones y notienen nada que ver con la presión térmica de un gas debida a la temperaturade la estrella.

En una estrella normal, el aumento de temperatura producido por el inicio dela fusión del helio conduce a un aumento de la presión térmica del gas, que lehace expandirse y enfriarse reduciendo el número de reacciones nucleares yrestableciendo el equilibrio, se dice que es una reacción en régimencontrolado. En estrellas muy poco masivas, el gas se encuentra en estadodegenerado y la presión de degeneración es independiente de la temperaturasólo depende de la densidad, cuando se inicia la fusión de helio y aumenta latemperatura no hay el correspondiente aumento de presión, el gas no seexpande ni se enfría y el núcleo no se estabiliza. La presión de degeneraciónpermanece más o menos igual mientras que el número de reaccionesnucleares aumenta y la temperatura aumenta tan rápidamente que da lugar auna explosión llamada el flash de helio. La reacción se produce en régimenexplosivo, por un periodo de unas pocas horas la fusión del helio es comouna bomba incontrolada. A pesar de su brevedad este periodo de fusiónincontrolada cede una cantidad de energía suficiente para expandir el núcleo,disminuyendo su densidad y en consecuencia desaparece la degeneración delgas de electrones. Este ajuste del núcleo detiene el colapso gravitacional,volviendo a su estado de equilibrio. Ahora, otra vez, la fuerza gravitacionalesta equilibrada por la presión térmica del gas, el núcleo es estable y la fusióndel helio en carbono está controlada.

Cuando se produce el flash de helio termina la ascensión de la estrella en larama gigante del diagrama H-R. Después de la explosión con el reajuste de laestrella, la luminosidad disminuye y aumenta la temperatura, la traza evolutivase desplaza hacia abajo y a la izquierda (Figura 8.5). Esta reajuste dura unos100 000 años. Ahora la traza evolutiva se encuentra en la llamada ramahorizontal del diagrama H-R, el helio se fusiona en el núcleo y en una capaque rodea a este se fusiona el hidrógeno. Durante esta fase de gigante roja seproducen intensos vientos estelares que eyectan grandes cantidades demateria al exterior, puede llegar a perder del 20 al 30 % de la masa original. Asílas estrellas más masivas tienen temperatura superficiales más pequeñas enesta fase, pero todas tienen la misma luminosidad después del flash de helio,por lo que se sitúan en una rama horizontal del diagrama H-R con las másmasivas a la derecha y la menos masivas a la izquierda.

Conforme el helio se quema sus cenizas producen un núcleo de carbono y de



nuevo va a ocurrir lo mismo que en el proceso anterior de fusión delhidrógeno cuyas cenizas producían un núcleo de helio. Cuando el helio seconsume en el centro, aquí cesa la fusión y el núcleo de carbono inerteempieza a contraerse y a calentarse, mientras que en la capa que rodea alnúcleo de carbono el helio se fusiona más de prisa, así como el hidrógeno enuna capa más exterior que rodea a la capa de helio. La estrella contiene ahoraun núcleo de carbono que se contrae, rodeado por una capa fuente de fusiónde helio, que está a su vez rodeada por una capa de fusión de hidrógeno. Laenvoltura más exterior, donde no se producen reacciones nucleares, seexpande haciendo que la estrella sea por segunda vez una gigante roja. Elsegundo ascenso por la rama de gigante roja se conoce como la rama giganteasintótica. La energía producida por las reacciones nucleares es ahora mayorque en la fase de gigante y el radio y la luminosidad aumentan a valoresmayores que en el primer ascenso, la estrella se hace una supergigante roja.



1.3. Evolución para estrellas masivas

Las estrellas masivas evolucionan mucho más rápido que las menos masivas.Su combustible se consume antes y permanecen menos tiempo en lasecuencia principal, una estrella de 5 masas solares, tipo espectral B,permanece sólo unos pocos cientos de millones de años y una estrella de 10masas solares, tipo espectral O, permanecerá sólo unos 20 millones de años.Esta evolución más rápida, para las estrellas masivas, continua después de lafase de secuencia principal.

Los primeros estados al abandonar la secuencia principal hacia la región delas gigantes rojas son cualitativamente iguales a los de las estrellas menosmasivas. Una estrella masiva deja la secuencia principal con una estructurainterna similar a la de una estrella poco masiva: un núcleo de helio inerte quese contrae, rodeado de una capa de fusión de hidrógeno. Cuando la estrellamasiva alcanza la temperatura para fusionar el helio, la densidad es baja y elnúcleo no se degenera. Como resultado la fusión no es explosiva sino enrégimen controlado, no hay flash de helio. La gigante roja permanece en lazona de las gigantes roja mientras fusiona el helio en carbono.



Figura 3-1-4: Trazas evolutivas posteriores a la secuencia prinicipal, corresponden a laregión de las subgigantes y gigantes rojas. Para las estrellas masivas donde se produceel giro hacia la izquierda y hacia abajo es cuando se inicia la fusión del helio en elnúcleo. Para las estrellas menos masivas el asterisco indica donde ocurre el flash dehelio.

La Figura 3-1-4 muestra las trazas evolutivas, para estrellas de diferentes

masas, desde que abandonan la secuencia principal hasta que llegan a laregión de las gigantes rojas. Mientras que las estrellas poco masivasascienden la rama gigante roja en una traza casi vertical, las estrellas masivasse mueven casi horizontalmente en el diagrama H-R, sus luminosidadespermanecen casi constantes mientras que sus radios aumentan y sustemperaturas disminuyen.



1.4. Observación de la evolución estelar en los cúmulos estelares

Los cúmulo estelares nos suministran un magnifico test para la teoría de la

evolución estelar, ya que en un cúmulo estelar todas las estrellas han nacidoal mismo tiempo y tienen la misma composición química, al haberse originadode la misma nebulosa interestelar y por ello permanecen ligadasgravitacionalmente y con un movimiento común, él de la nube parental. Eldiagrama H-R de un cúmulo muestra estrellas de la misma edad pero endiferentes fases evolutivas, debido a la distinta masa de las estrellascomponentes del cúmulo. Comparando los diagramas H-R de diferentescúmulos, con distintas edades, podemos comprobar los efectos de la edad enla evolución estelar.



En la Figura 2-3-3 hemos representado estos diagramas haciendo coincidir lassecuencias principales. Los cúmulos mas jóvenes, como el NGC 2362, sólotienen secuencia principal; conforme las estrellas envejecen abandonan lasecuencia principal por la parte más alta ya que son las estrellas más masivasy luminosas las primeras que evolucionan y el cúmulo desarrolla estrellassupergigantes brillantes, como por ejemplo h+χ Perseo. Para cúmulos másviejos la secuencia principal se hace cada vez más corta ya que todas lasestrellas masivas se han transformado en supergigantes o gigantes rojas. Laedad del cúmulo se calcula por la posición del punto de giro que es aquel enque las estrellas más brillantes abandonan la secuencia principal y el cúmulotendrá la edad que tengan estas estrellas, es decir, el tiempo que hanpermanecido en la secuencia principal

Conforme las estrellas evolucionan hacia la derecha en el diagrama, pasan através de zonas donde se encuentran las estrellas variables pulsantes, comoson las Cefeidas , lo que indica que en esas zonas las estrellas pueden oscilary transformarse en variables, se conoce con el nombre de región de



inestabilidad del diagrama H-R.

Por debajo de 3 masas solares, una estrella se estabiliza moviéndose haciaabajo y hacia atrás (a la izquierda) a lo largo de la traza de gigante roja quehabía recorrido previamente, mientras fusiona el helio en su núcleo, y se paraen un punto que depende de su masa. En los cúmulos globulares que sontodos viejos, las estrellas gigantes tienen todas masas iniciales inferiores a ladel Sol y crea en sus diagramas H-R la llamada rama horizontal que es dondese encuentran las estrellas cuando se está agotando el helio en sus núcleos.



1.5. La muerte de estrellas poco masivas

Nebulosas planetarias●

Enanas Blancas●

Límite de Chandrasekhar●

Tenemos nuestra estrella supergigante con un núcleo de carbono inerte en

contracción rodeado de dos capas fuentes la más próxima de fusión de helioy la mas alejada de fusión de hidrógeno. La contracción no aumenta latemperatura lo suficiente para fusionar el carbono y podemos decir que elnúcleo "muere", es decir no se producen más reacciones nucleares. Pero ladensidad aumenta mucho y ya no puede comprimirse más, los electrones sedegeneran otra vez y la presión ejercida por ellos detiene la contracción y latemperatura deja de subir. Las capas fuentes, exteriores al núcleo, siguenfusionando helio e hidrógeno y la energía producida expande las capas másexteriores de la estrella.

Ahora se inician inestabilidades que se desarrollan en la capa fuente de fusióndel He que se deben a su pequeño espesor, cuando la fusión del He se iniciapor el aumento de temperatura, la presión no aumenta suficiente paraexpandir las capas exteriores y la reacción es en régimen explosivo, flash decapa fuente de He. Durante este periodo también ocurren reaccionesnucleares en la capa fuente de H. Estas pulsaciones térmicas o flash de He dela capa fuente hace que las capas más exteriores de la estrella se puedenseparar completamente del núcleo inerte de carbono. Conforme la materiaeyectada se expande en el espacio se enfría y se condensa en granos depolvo. La presión de radiación del núcleo caliente actúa ayudando a laeyección de las capas externas. Una estrella puede perder más de la mitad desu masa de ésta forma.



Figura 3-1-6: Nebulosa Planetaria. La temperatura superficial de la estrella central es de70000 grados. La velocidad de expansión de las capas externas es de 19 km/s. Si estavelocidad ha sido constante durante la vida de la nebulosa, su edad debería ser delorden de 5500 años.

Con el tiempo resulta un objeto inusual, constituido por dos partes, en el

centro un núcleo muy denso y caliente de carbono. Separado del núcleo unacapa esférica de materia fría y poco densa que es la envoltura eyectada por lasupergigante que tiene un volumen del tamaño de nuestro sistema solar, talobjeto recibe el nombre de Nebulosa planetaria (figura 3-1-6 )

Nebulosas Planetarias

Estas no tienen nada que ver con los planetas a pesar de su nombre, este sedebe a que cuando fueron descubiertas en el siglo pasado con los pequeñostelescopios se asemejaba su imagen a la de los planetas. Algunas tienenforma esférica debida a la simetría con la que los gases fueron expulsadospero otras no, debido a que la expansión no es igual en todas las direcciones.Hay de 20 000 a 50 000 Nebulosas planetarias en nuestra Galaxia. Lasobservaciones espectroscópicas muestran líneas de emisión de hidrógeno,oxígeno, y nitrógeno ionizados. Por los desplazamientos Doppler de las líneaspodemos deducir la velocidad de expansión del gas de 10 a 30 km s-1. Losradios típicos del orden de 0.3 pc, luego la expansión empezó hace unos 10000 años.

La vida de la Nebulosa planetaria es muy corta, se diría que pasa volandoastronómicamente hablando, unos 50 000 años, después de los cuales se haseparado mucho de la estrella central y acaba diluyéndose en el mediointerestelar. Se estima que todas las Nebulosas planetarias de la Galaxiacontribuyen con una masa de 5 M¤ al medio interestelar cada año, por tantoellas juegan un importante papel en la evolución química de la Galaxia.

Cuando la fase de nebulosa planetaria termina podemos observar el núcleo dela supergigante roja que se ha contraído a un tamaño como él de la Tierra yconstituido por un gas de electrones degenerados y que no tiene fuentes deenergía pero que emite luz debido a su temperatura. Esta estrella pequeña



tiene una superficie caliente y de color blanco, recibe el nombre de enanablanca y representa la muerte de las estrellas poco masivas.

Las estrellas poco masivas mueren como enanas blancas y las más masivasconcluyen su vida de una forma espectacular mediante una gigantescaexplosión que se conoce como supernova, dando lugar a una estrella deneutrones o a un agujero negro dependiendo de la masa del núcleo que quedadespués de la explosión.

Enanas Blancas

El núcleo colapsado en el centro de la Nebulosa planetaria tiene unatemperatura del orden de 100 000K y una masa inferior a 1.4 masas solares yevoluciona a enana blanca. Conforme se va enfriando, puesto que no hayreacciones nucleares ni contracción en el núcleo, se va desplazando en eldiagrama H-R hacia abajo, camino de la zona de las enanas blancas.

Una enana blanca típica tiene una temperatura superficial de casi 15 000 K,unas tres veces la del Sol, pero su brillo es menos del 1% del solar. Debido asu pequeño tamaño, similar al de los planetas, la superficie emisora es muypequeña y su masa inferior a 1.4 masas solares, por consiguiente su densidades muy alta, del orden de una tonelada por cm3 (109 kg m-3) una cucharilla decafé llena de materia de enana blanca pesaría unas 5 toneladas, tanto comoun elefante.

Límite de Chandrasekhar

La masa máxima de una enana blanca es 1.4 M¤ , es el llamado límite deChandrasekhar y es la cantidad máxima de masa que puede soportar lapresión de degeneración de los electrones.

Una de las primeras enanas blancas descubiertas fue la compañera de Sirio,la estrella más brillante de nuestro cielo, llamada Sirio B, la enana blanca tieneuna temperatura de unos 30 000K.

Conforme la estrella muerta se enfría las partículas disminuyen su velocidad yya no se mueven libremente sino que se ordenan en una red cristalina.Podemos decir que la enana blanca es ahora sólida y los electrones semueven libremente en la red cristalina, igual que los electrones normales semueven en un conductor. Así la materia de una enana blanca vieja tienemuchas propiedades similares al cobre o a la plata. Además, como undiamante es carbono cristalizado, una enana blanca fría de carbono se parecea un inmenso diamante esférico.

Aunque se enfría su tamaño permanece constante ya que la presión dedegeneración no depende de la temperatura sino de la densidad. Sin embargo,la luminosidad disminuye al disminuir la temperatura superficial. Después demil millones de años se hará una enana negra y su temperatura será 0K. Estole ocurrirá al Sol cuando finalice su fase de gigante roja, será un diamanteesférico frío y oscuro del tamaño de la Tierra.



Cuestiones y problemas para autoevaluación

Cuestiones●

Problemas●

Cuestiones

1. Cómo se calcula la edad de los cúmulos estelares. 2. Cuál es la fuente de energía de una estrella durante su fase de formación. 3. Qué es la traza de Hayashi. 4. Qué es una Nebulosa Planetaria. 5. ¿A qué se refiere el límite de masa de Chandrasekhar ?. 6. ¿De qué parámetros depende la posición de una estrella en la secuencia

principal ?.

7. ¿Por qué una enana blanca es estable frente al colapso gravitacional ?. 8. ¿ Qué eventos que indican el final de la vida de una estrella en la secuencia

principal ?.

9. ¿Qué es la rama horizontal y la rama gigante asintótica ?. 10. El cúmulo X tiene una fracción mayor de estrellas de la secuencia principal

de tipo espectral B que el cúmulo Y. ¿Qué cúmulo es probablemente másviejo ?.

Problemas

1. La llamada constante solar (flujo solar medido en la Tierra) tiene un valor de1390 W m-2 . Algunas teorías suponen que hace 4 500 millones de años latemperatura del Sol era de 5 000 K y el radio 1.02 el radio actual. ¿Cuál era,entonces, el valor de la constante solar?. Suponer que la órbita de la Tierra noha cambiado.

ANTARES - Módulo 3 - Unidad 1- 06 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC -

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2. Suponiendo que una estrella permanece 1010 años en la secuencia principal

y fusiona el 10% de su hidrógeno. Sí cuando evolucione a gigante roja suluminosidad aumentará en factor 100 ¿Cuánto tiempo puede permanecer enesta fase de gigante roja, sí se supone que la energía se produce sólo por lafusión del hidrógeno restante?


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Proyectos o actividades de observación

1. Nebulosas planetarias. Con un telescopio (real) de 20 cm realizarobservaciones de las siguientes nebulosas planetarias comparando susestructuras y midiendo su diámetro aparente:

NGC 7662, en la constelación de Andromeda.

Coordenadas: α = 23h 25.9m ; δ = 42º 33´

NGC 7009, en la constelación de Aquarius. ¿Por qué recibe también el nombrede nebulosa de Saturno?

Coordenadas: α = 21h 04.1m ; δ = -11º 22´

M76, en la constelación de Perseus. Compararla con alguna imagen de lanebulosa Dumbell.

Coordenadas: α = 01h 41.9m ; δ = 51º 34´


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Soluciones

Cuestiones●

Problemas●

Cuestiones

1. Cómo se calcula la edad de los cúmulos estelares. Por el diagrama HR. 2. Cuál es la fuente de energía de una estrella durante su fase de formación. La contracción gravitacional. 3. Qué es la traza de Hayashi. Es el camino que recorre la estrella en el diagrama HR hasta

llegar a la secuencia principal.

5. ¿A qué se refiere el límite de masa de Chandrasekhar ?. Es la masa máxima que puede soportar una estrella enana

blanca.

Problemas

1. La llamada constante solar (flujo solar medido en la Tierra) tiene un valor de1390 W m-2 . Algunas teorías suponen que hace 4 500 millones de años latemperatura del Sol era de 5 000 K y el radio 1.02 el radio actual. ¿Cuál era,entonces, el valor de la constante solar?. Suponer que la órbita de la Tierra noha cambiado.

F¤ = 803 W m-2


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unidad didáctica 1 evolución estelaratenea.pntic.mec.es/antares/pdfs/m3_u1.pdf · €figura...

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