Astrofísica, origen y evolución estelar José Gregorio Portilla Observatorio Astronómico Nacional Universidad Nacional de Colombia
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Astrofísica, origen y evolución estelar
José Gregorio Portilla
Observatorio Astronómico Nacional
Universidad Nacional de Colombia
Las estrellas no soneternas: nacen, envejecen(evolucionan) y mueren
pero en algunoscasos resucitan…
“Colóquenme entre lasestrellas imperecederas…para que no muera”
Texto de la pirámide
La estrella
mejor conocida
es el Sol
Nuestro entendimiento de lasestrellas es muy reciente
•Algunas de ellas conforman sistemas de dos o más estrellas•Poseen color•Algunas de ellas cambian de brillo•Algunas de ellas explotan violentamente•La mayoría son muy estables (ej: el Sol)
Se pueden medir varias propiedadesfísicas y químicas de las estrellas
•Distancia•Tamaño•Luminosidad (cantidad de energía)•Masa (sistemas binarios)•Temperatura superficial•Composición química de la atmósfera
1. Distancia
La observación de estrellas cercanas permite medir el
paralaje
Las estrellas están tan lejos que el ángulo de paralaje es
< 1’’
La estrella más cercana está a 4.3 años-luz
2. Tamaño
Técnicas interferométricas
0.008Rs – 400 Rs
Radio del Sol: 700000 km
3. Luminosidad
Conocemos qué tanta energía producen las estrellas
4πr2
0.0001 Lsol – 100000 Lsol
Luminosidad del Sol: 4 X 1026 watios
Observando estrellas binarias es posible hallarlas masas de las estrellas4. Masa
Movimiento alrededor del centro de masa:
Tercera ley de Kepler
0.008 Msol-100 Msol
Masa del Sol: 2 X 1030 kg
5. Temperatura superficial
La tempertaura superficial de las estrellas van de 40000 – 3000 K
Tsol = 5800 K
5. Composición química de la atmósfera estelar
H, HePrincipalmente:
Cantidades pequeñas de:
C, O, N, Mg, Na, Si, Fe, etc
Listo: sabemos cómo son las estrellas por fuera
Y, ¿cómo son las estrellas por dentro?
Podemos elaborar una teoría que nos permita explicarla gran diversidad de estrellas que hay en el Universo
Se puede modelar una estrella con base a los que sabemos de las leyes de la
física y la química
Gas caliente constituido por loselementos químicos más
simples
!
Equilibrio hidrostático
!
dP
dr= "
GMr
r2
La estrella posee una figura estable
!
dMr
dr= 4"#r
2
Continuidad de la masa
La distribución de materia dentro de la estrella no admite discontinuidades
Conservación de la energía
!
dLr
dr= 4"#r
2
$
La energía que se crea en el interior debe salir al exterior
Valor de la temperatura en el interior
•Convección (movimiento de material)
!
dT
dr= 1"
1
#
$ %
& ' T
P
dP
dr+ "
3
4ac
$ %
& ' ()
T3
$ %
& '
Lr
4*r2$ %
& '
Radiación (luz)
La estrella en muy buena aproximaciónes un gas ideal
Ecuación de estado
Partículas Radiación
Relación entre las variables termodinámicas P, T, V
La energía debe salir de algún lado
Fusión nuclear:
Unión de átomoslivianos para generarátomos más pesados
A A CB
A + A -> B + C Hay una perdida de masa
!
E = "Mc2
!
dT
dr= 1"
1
#
$ %
& ' T
P
dP
dr+ "
3
4ac
$ %
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T3
$ %
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Lr
4*r2$ %
& '
!
dLr
dr= 4"#r
2
$
!
dP
dr= "
GMr
r2
r
!
dMr
dr= 4"#r
2
Presión
Masa
Energía
Temperatura
El objetivo es conocer P, M, L y T para una distancia r cualquiera
Algunas de las ecuaciones de la estructura estelar
R=0 R=1R=0.5
R=0 R=1R=0.5
Se puede además conocer cómo cambian estos valores en el futuro o como eran en
el pasado
Ahora
Varios miles de millonesde años
Otros miles de millonesde años más
Nebulosas: nubes gigantescas de hidrógeno y polvo
Las estrellas nacen en nebulosas
En el interior de nubes molecularesnacen estrellas
Colapso gravitacional
A medida que la nube se contraela energía potencial gravitacional
se convierte en energía térmica del gas y en radiación
Nube molecular
Formación de disco y chorros perpendiculares
a él
¿Y cómo evoluciona unaestrella?
Necesitamos tres conceptos previos
•Magnitud aparente•Magnitud absoluta•Temperatura superficial de una estrella
Magnitud aparente (m)
Número que indica qué tanbrillante es un astro visto
desde la Tierra
Entre más brillantees el astro, más pequeño
es el número
Tierra
Sol
Objetos intrínsecamenteluminosos pero se ven
muy débiles por la enormedistancia a la que están
Magnitud absoluta (M)
Magnitud aparente que tendrían todoslos astros si estuvieran a una distancia
de 32.6 años luz
Tierra
10 parsecs
m = -26.8 M = 4.5
El, Sol, visto desde laTierra, es el objeto másbrillante del Universo…
Sin embargo, visto a 10 pc (32 años luz) tendría el
brillo de una estrella más bien mediocre
Temperatura superficial
Las temperaturas superficiales de las estrellas están comprendidas entre
3000 y 40000 oC
40000 9000 6000 4000 3000
Mv
Temperatura
Calientes medianas frías
-5
0
15
Habiendo tanta variedad de estrellas uno podríapensar que las estrellas llenan un diagrama de brillointrínseco en función de la temperatura superficial
40000 6000 3000
Mv
Temperatura
Calientes medianas frías
-5
1015
5
0
-10
V
V
Sin embargo, lo que se ve es:
40000 6000 3000
Diagrama de Hertzsprung-Russel
Las estrellas permanecen la mayor parte desu vida en la zona de la “secuencia principal”
4H He
Las estrellas están quemandoHidrógeno y convirtiéndolo enHelio sin mayores sobresaltos
Zona de la secuenciaprincipal
Las estrellas no se quedan en un solo sitio en el diagrama HR
Ellas van viajando a través del diagrama a medida que van
envejeciendo
Tipo de muerte dependiendo dela masa inicial
0.05 – 3 Msol 3 – 8 Msol > 8 Msol
Enana blanca
Estrella del tamaño de la Tierra
Supernova (estrella
neutrónica)
Estrella del tamaño de una ciudad
Supernova (agujero negro)
Estrella reducida al tamaño de un punto
La vida de una estrella se reduce a una lucha continuapor evitar el colapso gravitacional
La estrella evita el colapso siempre y cuando tenga
combustible para generarenergía en su interior
Pero es una lucha que siempre tiene un vencedor: la gravedad
Recordando algo de teoría atómica
Átomo de hidrógeno Átomo de deuterio
Protón
Átomo de helio-3 Átomo de helio-4
Neutrón
Las estrellas como el Sol extraen energía de la denominada cadena protón-protón
4H He
Reacción neta:
¿Cuál será el destino de nuestro Sol?
4’000.000 ton H/segundo
En 5.000’000.000 años ha gastado tan soloel 5% de su hidrógeno
4H He
¿Qué pasa cuando se va agotando el hidrógeno en el interior?
El núcleo se contrae y se calienta, pero al aumentar la temperatura las capasexteriores se inflan
Llega un punto donde la temperatura es tan altaque lo que era un desecho (He) se convierte ahora en
combustible
T=100’000.000 K
El núcleo de laestrella comienza
a llenarse de carbono y oxígeno
Sol ahora Sol dentro de 5000 millones de años
La estrella se infla como un gran balón
Capa de gas eyectado
EnanaBlanca
Estas estrellas expelengran cantidad de gas
hacia el exterior
Formación de una nebulosa planetaria
Nebulosas Planetarias
Se conocen cerca de 3000
Su formación es breve: 50000 años
El gas escapa y se dispersa
Enanas blancas
97 % de las estrellas de la galaxia terminarán así
Un objeto con la masadel Sol que tiene eltamaño de la Tierra
1 millón de vecesmás denso que ladensidad del agua
Constituidas por C, O, y unacapa exterior de H y He
Gas degenerado de electrones
T = 150000 – 4000 KSu brillo no se debe a reacciones
nucleares sino a liberación de energía térmica
Presión de degeneraciónelectrónica
< 1.4 MSol
Presión de degeneraciónneutrónica
< 2 - 3 MSol
Límite de Chandrasekhar
Límite de Tolman-
Oppenheimer-Volkov
Enana blanca
Estrella neutrónica Agujero negro
¿Qué le ocurre a las estrellas más masivas que el Sol?
H He C, O
Hay suficiente masa como para que aumente la temperatura
C + C NeMg + HNe + He
Ne + He Mg
O + O S P + HSi + He
Si + Si Ni
Fe
En el núcleo hay diferentes cascarones concéntricos cada uno produciendo energía
Pero la reacción se detiene hasta el
Hierro
Hasta ahora la fusión de núcleos livianos
para producir núcleos pesados produce energía
Pero a partir del hierro la fusión consume
energía
La estrella está en muy serios problemas
Ocurre el colapso gravitacional de la estrella
Colapso en fracciones de segundo
Supernova tipo II
Remanente de supernova
El brillo de la explosión resalta dentro de una galaxia
Estrellas neutrónicas
Un objeto con la masadel Sol que tiene eltamaño de Bogotá
1014 veces más densoque la densidad del
agua
Objetos con muy alta velocidad de rotación
Gas degenerado de neutrones
Se conocen alrededor de 2000(Vía Lácetea y nubes de Magallanes)
5% son miembros de sistemas binarios
La mayoría se descubren como fuentes periódicas
de ondas de radio
Pulsar
Estrella neutrónica cuyo eje de rotación magnético está en dirección a la Tierra
Períodos de rotación : 720 – 3 revoluciones / segundo
¿Qué ocurre cuando la masa del núcleo excede el límite deTolman-Oppenheimer-Volkov ?
Ninguna fuerza en el universo detiene el colapso
.
Singularidad
La luz nopuede salir
Agujero negro
.
Radio de Schwarzchild
Horizonte de eventos
K. Schwarzchild (1916)
Agujero negro más simple:
Agujero negro eterno de Schwarzchild
Agujeros negros
Wheeler
Hawking
Penrose
1960-1970
Los agujeros negros son los objetos más simples del universo
Agujero negro cercade una estrella Disco de
Acreción
(emisor de rayos X)
Los agujeros negros de detectan indirectamente
Sag A*: posible agujero negro masivo en el centrode nuestra galaxia
Hoy en día creemos que en cada galaxia existe un agujero negro supermasivo
Supermasivo: 106- 109 Msol
NGC 1068
M87
Muchas estrellas son aves fénix
Renacen de suspropias cenizas
Remanentede supernova
Origen a una nuevageneración de estrellas
Con un “inconveniente”:las “nuevas” estrellas están contaminadas de
elementos pesados
Nuestro Sol es una estrella de segundao tercera generación
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