secuencia principal

Transcripción

secuencia principal

AST 0111
1
Y otras
estrellas?
Qué diferencia hay entre espectroscopía y fotometría?
Cuáles son las ventajas y desventajas de cada una?
Qué diferencia hay entre magnitudes y luminosidades aparentes y
absolutas?
Polvo Cósmico
Efectos observacionales:
enrojecimiento
absorción
polarización
Problema para la determinación de distancias!
De qué está compuesto el polvo cósmico?
Partículas complejas de ~0.1-10 µm de tamaño,
compuestas por entre algunas (“núcleos de polvo”) y
hasta cientos de moléculas. Se llaman “granos de
polvo”.
Partícula de polvo interplanetario
Condrita suave.
Dependiendo de donde se formó se llama:
intergaláctico, interestelar, interplanetario,
circumplanetario.
Núcleos de polvo de Carbon, Silicio, o Hierro-SulfuroNiquel necesitan un ambiente denso y relativamente
tibio para formarse inicialmente. Pero estos núcleos
adquieren más material y crecen incluso en
ambientes menos densos y más fríos.
Polvo interplanetario Condrita poroso.
Interaccionan con la luz, pero de distinta manera
dependiendo de su tamaño y tipo.
Destrucción de polvo: radiación UV, evaporación,
colisiones grano-grano.
Polvo Cósmico
V
B
U
UV
¿Qué es el
diagrama
HR?
Diagrama Hertzsprung-Russell
n
n
Plano teórico: diagrama H-R
Plano Observacional: diagrama colormagnitud.
u Estrellas brillantes hacia arriba.
u Estrellas más calientes hacia la
izquierda.
u Secuencias
«
«
«
«
u La
principal
gigantes rojas
rama horizontal
enanas blancas
posición de una estrella en una
secuencia o rama tiene relación con
su estado de evolución.
Diagrama HR de Gaia hacia Agosto 2015
El satelite Gaia midió
paralajes (distancias)
precisas =>
magnitudes absolutas
y luminosidades de
casi 1.000.000
estrellas.
Determinación de otras
propiedades de estrellas:
M,
R,
t,
Q
Además de la T y L, que otros parámetros físicos caracterizan una
estrella?
• La composición química
• La edad
• La masa
• El radio
Estos parámetros pueden ser medidos mejor para:
• estrellas cercanas,
• estrellas variables,
• estrellas de cúmulos,
• estrellas binarias.
En general la mayor incerteza está introducida por la distancia. Si
ésta tiene un gran error, los parámetros estelares son inexactos.
Determinación de Radios
El rango de radios estelares
para estrellas de secuencia
principal es:
0.1 R8 < R < 25 R8
Sin embargo, el radio cambia
durante la evolución de una
estrella como el Sol: las
estrellas enanas blancas
pueden tener <0.1
R8, y las
estrellas supergigantes pueden
llegar a tener
>1000 R8
Tamaños
estelares en el
diagrama H-R
Determinación de masas
Se pueden medir masas de estrellas binarias usando la 3era Ley de
Kepler.
Las masas de estrellas en la secuencia
principal son
0.08 M8 < M < 100 M8
Las estrellas menos masivas que el
límite inferior no pueden disparar la
fusion de H en su núcleo. Estrellas
más masivas que el límite superior
son poco frecuentes y se cree que
son inestables.
La masa estelar determina tanto la
luminosidad como la temperatura superficial de la secuencia principal.
Determinación de Masas
Las masas de las estrellas son importantes porque para una estrella aislada,
su duración y evolución depende sólo de su masa inicial.
Aproximadamente: tiempo de vida = masa total / luminosidad
Las masas se determinan al momento de nacer.
Sin embargo, una estrella puede perder masa durante su evolución.
O puede adquirir masa si se encuentra en un sistema binario.
Para estrellas de la secuencia principal
existe la relación masa-luminosidad, donde
a mayor masa, mas luminosidad.
Determinación
de Edades
El turn-off se usa para medir edades de
cúmulos estelares de nuestra galaxia y
galaxias vecinas.
El turn-off se hace más rojo y más débil
con la edad.
Desafortunadamente, el turn-off es
demasiado débil para las estrellas de
galaxias más distantes, y tenemos que
usar métodos indirectos para estimar
las edades de esas estrellas.
Cúmulos:
laboratorios
especiales
El Cúmulo Globular M71
Diagramas HR de Cúmulos Globulares
• En un cúmulo, todas las
estrellas se forman juntas de la
misma nube interestelar. Por lo
tanto tienen la misma distancia,
composición química y edad.
• El diagrama HR puede ser
usado para medir esas
propiedades: distancia,
composición y edad.
• Esas cantidades son difíciles de
medir para una estrella aislada,
pero no para cúmulos.
• Las edades de los cúmulos se
miden usando el color y la
magnitud del punto de salida
(turn-off) en la secuencia
principal.
• Las distancias se miden usando
la magnitud de la rama
horizontal.
¿Cómo nace
una estrella?
FIA 0111- Astronomia
Nelson Padilla(P. U. Catolica)
Somos polvo de estrellas…
(Carl Sagan)
Medio Interestelar
Muerte de estrellas
Formación estelar
Evolución estelar
Medio interestelar
•
•
•
El espacio interestelar en
nuestra galaxia no está
completamente vacío. Ese
medio interestelar contiene
nubes de polvo y gas.
Esas nubes en general se
conocen como nebulosas, y
pueden ser regiones HII,
nubes de HI, nubes
moleculares de H2, CO, etc.
Foto: NGC7635 (Nebulosa de
la burbuja)
Medio interestelar
Nubes de
Polvo
•
•
El polvo de las nubes
actúa como aislante de la
radiación galáctica para
mantener las
temperaturas bajas en
los centros de las nubes
y permitir que éstas
colapsen.
Pero, como ya vimos, el
mismo polvo hace difícil
observar las estrellas
naciendo, ya que en el
óptico las regiones de
formación estelar se ven
opacas y oscuras.
Gas interestelar
•
El gas de las nubes interestelares
contiene átomos y moléculas,
mayormente de H, con algo de He, y
una pequeña fracción de elementos
más pesados (O, C, Si, Ca, Fe, etc).
•
Las nubes de Hidrógeno neutro (HI)
pueden ser detectadas usando
radiotelescopios en 21cm.
•
Las nubes moleculares contienen
moléculas H2, CO, y hasta moléculas
más complejas orgánicas
(formaldehídos).
•
El gas y polvo de las nubes
moleculares se encuentra a
temperaturas muy frías (10K). En las
regiones más densas (glóbulos) se
forman las estrellas.
Dónde Nacen las Estrellas?
• Cómo encontrar dónde nacen
las estrellas? Hay que buscar
adonde se ven las estrellas más
jóvenes.
• Encontramos estrellas muy
jóvenes sólo en regiones de
formación estelar en el disco de
la Vía Láctea, y siempre
asociadas con nubes
moleculares, como por ejemplo
en Rho Ofiuco y en Orión.
• Formación estelar ocurre en la
actualidad en la Vía Láctea y en
otras galaxias ricas en gas.
Nebulosas de la
Llama y Cabeza
de Caballo
Nebulosa
Cabeza de
Caballo
• Las estrellas
estan hechas de
gas.
• Lo que se
necesita para
formar estrellas
es mucho gas y
un ambiente frío.
Nebulosa de Orión
• En la constelación de
Orión se encuentra una
de las regiones de
formación estelar más
cercanas y
espectaculares de
nuestra Galaxia.
Nebulosa
de Orión
Pilares en la Nebulosa del Aguila M16
Cunas de Estrellas
• Las estrellas nacen en el
interior de las nubes
moleculares.
•
El material del que se
forman estas estrellas es el
material de la misma nube:
polvo y gas.
•
Estas nubes moleculares
tienen dimensiones
gigantescas, y pueden
llegar al millón de masas
solares.
•
En general son muy
difusas, con una molécula
por km cúbico, salvo en los
núcleos donde se
condensan las estrellas.
Formación de una Estrella
•
Las nubes moleculares de polvo y gas
gigantescas se contraen y se dividen.
•
Ese colapso y fragmentación pueden ser
inducidos por compresión debida a ondas de
choque. Ademas se puede producir una
reacción en cadena, formándose muchas
estrellas. La rotación y los campos
magnéticos actúan para frenar el colapso.
•
Luego se detiene el colapso y aparece el
disco.
Contracción de la Protoestrella
•
•
Durante la formación
de la estrella actúa el
equilibrio
hidrostático: la fuerza
de gravedad se
opone a la presión
del gas.
Si el gas esta frío
(T<10 K) no ejerce
mucha presión, y el
corazón de la nube
puede colapsar bajo
la influencia de la
fuerza de gravedad.
Brillo
alto
bajo
caliente
Temperatura
frío
La contracción del centro termina cuando la temperatura central alcanza 107K
necesarios para fusionar hidrógeno. Entonces la presión de radiación se suma
a la presión del gas para contrarrestar la fuerza de gravedad.
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.
Formación en cadena
Evolución del Sol
La 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 HertzsprungRussell 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.
FIA 0111- Astronomía
Centro del cúmulo WCen
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
Estrella de baja masa como el Sol en distintas etapas de evolución:
Secuencia Principal
Fusión de H
Zona Radiativa
Convección
Gigante Roja
Zona convectiva
Fusión de H
Cenizas de He
Rama Horizontal
Zona radiativa
Fusión de H
Fusión de He
Cenizas de C y O
Últimas etapas de estrellas masivas
He 4
Si 28
Evolucionan de manera diferente al Sol.
S 32
Ar 36
Ca 40
Ti 44
Cr 48
Fe 52
Ni 56
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).
Estructura de fusión en cáscaras
• 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.
Cuál de los siguientes objetos no tiene fusión en su interior?
A.
B.
C.
D.
E.
estrella de rama horizontal
estrella supergigante roja
de secuencia principal, roja
una enana blanca
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.
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.
•
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
apagándose lentamente.
Sirio B en rayos X
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.
vidas
WD
Estados Finales de Evolución
M/Mo<0.08
Enana
Marrón
0.08<M/Mo<8
Enana
blanca
8<M/Mo<40
Estrella de
neutrones
>40M/Mo
Agujero
negro
.
El destino final de evolución de una estrella depende sólo de su masa
Estados Finales de Evolución
La masa es el parámetro que determina la duración de la vida de las
estrellas y su destino final de evolución.
M/M¤
M<0.08
Remanente
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¤?
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.
e
r
e
i uu
q oc
e
r to so
n
s
p
ó
i
e
a
l
s
fu gía: l co SN
O er e ión
en e en los
rr exp
y
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)
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.
10
a
s
o
ñ
lu
z
SN Históricas

secuencia principal

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