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Estrellas • Propiedades y parámetros básicos (M,L,T,R,X,d) • Estructura interna, modelos • Fuentes de energía • Medio interestelar y formación estelar • Evolución estelar • Estrellas binarias Tamaños y temperaturas • Tamaño: técnicas interferométricas y paralaje • Rango: 0.1Rsol < R < 1000 Rsol; R_NS~10km 50 R=d 2 L=4R2T ef 4 – Temperatura efectiva: la del CN con mismo radio y misma luminosidad – Ley Stefan-Boltzmann (CN): permite conocer R=R(L,T) – Rango: 2000K < Tef < 40000K; descontamos obj. compactos – Color: ley de Wien (aproximada) calientes=azules, frías=rojas Masas estelares • Masa conocida de 100s *: – Estrellas binarias: 3ª ley Kepler • M1+M2=a3/P2 , a(UA), P(y) • M1/M2=a2/a1, a=a1+a2 • Rango: 0.1<M/Msol<20 – M/ Msol ~50 puede, pero raras – M/ Msol <0.08 no estrellas Enanas marrones: intermedias entre estrellas y planetas • Relación masa-luminosidad: L/Lsol=(M/ Msol) con 2.5<<3.5 – Secuencia principal – M controla L y evolución (duración vida) 10-4 50 =E/L∝M /M∝M1− Función de luminosidad • Función de luminosidad: dN/dVdM • Sólo 1/20 M<Msol más luminosas que el Sol • Más brillantes: M~-10 – L~106Lsol – Poco comunes – Contribución mayor brillo Galaxia Distancias: paralaje espectroscópica • Nombre desafortunado • Si estrella lejana en secuencia principal (clase V) – Podemos estimar M a partir de su color – Podemos medir m – Podemos obtener d • Tercer peldaño en la escala de distancias – error ~25% – método válido hasta ~10 kpc m1−m2=2.5 log F2 F1 M 1−M 2=2.5 log L2 L1 m−M=5 log d pc−5 Abundancias químicas • Presencia y profundidad líneas revela composición química estrellas • Mayor parte estrellas composición muy similar • H,He más abundantes • Z> abundancia<, pero detalles: – origen elementos químicos en Universo primitivo y en estrellas Clasificación espectral • 1860s: – W. Huggins: H,Ca,Na,Fe en estrellas brillantes – A. Secchi: • elementos en 1000s estrellas • muchas espectro ≠ Sol • 1880s: fotografía • 1920s: – H. Draper/Harvard: 15 tipos A-O según líneas Balmer • Muchos tipos intermedios falsos – M.N. Saha: T capas exteriores principal responsable – C. Payne: composición química muy parecida todas estrellas – A.J. Cannon: reorganizó clasificación Harvard según T F 1 =RH 1 n2− 1 m2 Clasificación espectral • Clase de luminosidad: líneas esp. sensibles a g sup , es decir, a • a misma T, ρ< ionización>: estrellas más masivas R> ρ< – I (supergigantes), II (gig. luminosas), III (gigantes), IV (subgig), V (enanas) – Sol: G2V T: OBAFGKM: – Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me – Subtipo: 0 a 9 – Sol: G2 [ http://enciclopedia.us.es/index.php/Clasificación_estelar ] http://enciclopedia.us.es/index.php/Clasificaci%C3%B3n_estelar El diagrama Color- Magnitud • También llamado de Hertzprung-Russell (HR) • T/tipo en X, M/L/m en Y • No distribución al azar: – Secuencia principal – T< L>: gigantes rojas – T> L<: enanas blancas • Más estrellas donde pasan más tiempo • Clases de luminosidad • Tamaño • Cúmulos (T,m): info evolución (misma d, , Z) L=4R2 T e 4 Estructura interna: modelos • Ecuaciones de estructura estelar • Modelos y condiciones de contorno • Generación de energía Ecuaciones de estructura interna • Ecuación de estado (P, rho) • Ecuación de continuidad (M) • Equilibrio hidrostático (P) • Balance energético (L) • Gradiente de temperatura (T) • Absorción y emisión (opacidad) Opacidad y ecuación de estado • Opacidad: falta de transparencia – Opacidad <: medio transparente T< despacio – Opacidad >: medio opaco T< deprisa: convección – Opacidad depende composición química: cuando reacciones nucleares cambian Z, opacidad cambia • Ecuación de estado: f(P,ρ,T) – Gas ideal: P∝ρT mayor parte gases • Interior estrella caliente (T> P>) para resistir gravedad • Como pierde energía por superficie: necesita generar energía por reacciones nucleares o contracción – Polítropo: P∝ργ • P> ρ>: independientemente de T • Principio de Exclusión de Pauli: – efecto cuántico que impide acercar demasiado fermiones • Gas degenerado: e- 109 kg/m3, n 1018kg/m3 • Cuando T<: P no necesariamente< y sigue degenerado Modelos estructura interna • Parámetros y ecuaciones • Condiciones de contorno • Estrategias del modelo • PRÁCTICA DE POLÍTROPO Modelos estelares • Evolución lenta e interiores escondidos • Construcción de modelos: a partir M y Z – Ecuaciones con P,T,M,L como f(r) – También: dE/dt, τ, P(ρ,T) como f(r,Z) – Condiciones de contorno: M,Z,R • Usando dE/dt(r,Z) se puede calcular estructura a t’>t • Secuencia de modelos que siguen evolución estrella • ¿Modelo correcto?: comparar con secuencia evolutiva estrellas Estructura interna • Depende M: – M>> produce mucha energía • Demasiada para radiación: convección interna. Sup. Uniforme – M~1 M : convección externa. Más profunda cuando T< Estructura interna C Generación de energía • Fusión nuclear: – Fusión de H: 107K • M≤1 M: cadena pp • M>1 M: ciclo del Carbono – Decrecimiento concentración H: se frenaría, pero T> – En muchas * cuando se agota H en núcleo: fusión H en capa delgada alrededor núcleo He – Otros combustibles: He→C (108K), C (108- 9K) – Fusión Fe y A>: energía negativa • Contracción gravitatoria: – Generalmente lenta, aumenta ρ núcleo (y generalmente T) – Generalmente entre combustibles – Energía total liberada: E~GM2/R • Mucha: Sol R a R/2 tanta E como emitida hasta ahora – En equilibrio con P: cuando se rompe equilibrio colapso Generación de energía • Fusión Evolución estelar • Medio interestelar y formación estelar • Evolución en el diagrama HR • Secuencia principal • Después de la SP • Objetos compactos y supernovas Medio interestelar • Estrellas • Zonas oscuras: – no vacía – abs. luz detrás: • transparentes • ver ~1000pc • ver <1s pc • Zonas brillantes – nebulosas em. – nebulosas refl. • Medio Interestelar: ISM [¿qué hay entre las estrellas?] Gas y polvo • Gas: átomos y moléculas (Ø~1-10Å) – transparentes a radiación – excepto líneas absorción • Polvo: ~humo (~1000Å) – absorben λ<Ø: • fuerte absorción: X,UV y visible: Extinción • transparentes: IR,Radio • más eficientes absorbiendo B que R (dependiendo Ø): Enrojecimiento • Método estudio medio interestelar: estudiando espectro * abs. por ISM → Ø y N partículas Propiedades físicas • T entre 1s y 100s K: – dependiendo proximidad estrellas y otras fuentes – <T>~100K • n<< entre 104 y 109 átomos/m3: – <n>~106 átomos/m3 – mejor vacío Tierra: 1010 átomos/m3 – polvo: n~10-6 m-3 • ¿Cómo es posible que absorban tanto? – Distancias enormes: densidad columna dN/dS=d n – Espacio relativamente sucio: aire Tierra 1 partícula polvo/1018 átomos • Composición química: – Gas: H+He 99%. C,O,Si,Mg,Fe<< estrellas y Sistema Solar – Polvo: no bien conocida. Silicatos, grafito y hierro – Polvo condensado de gas. También hielo sucio: NH3,CH4... Nubes moleculares • Regiones de gas neutro: – T~20K n~1012 m-3 – Enormes – Gas en forma de moléculas: • Polvo protege radiación UV • Polvo proporciona semilla formación • 21cm no útil: no sensible H2 • Moléculas: transiciones rotacionales y vibracionales – H2 más abundante pero no transiciones – CO,HCN,NH3,H2O,CH3OH,HCO2 – Menos abundantes pero buenas trazadoras: sensibles a distintas P,T • Complejos: ~50pc, ~1000 en Galaxia Pistas • La formación estelar sucede de manera continuada en la Galaxia: – 3-5 M /año de gas en estrellas – Gran mayoría estrellas nuevas M< Msol – Tasa de formación estelar< M>: favorece estrellas de baja masa • La mayor parte de las estrellas miembros de sistemas binarios o múltiples: – Mecanismo formación estelar favorece grupos pequeños de estrellas frente a estrellas aisladas • Mayor parte estrellas jóvenes: – en cúmulos estelares unidos por gravedad – en asociaciones, cercanas pero demasiado separadas para mantenerse unidas→ Formación estelar tiene lugar en Regiones de Formación Estelar Pistas del Sistema Solar • Planos orbitales planetas ~, y ~plano ecuatorial Sol • Planetas traslación todos misma dirección, y ~todos rotan misma dirección • Órbitas planetas ~circulares (Plutón<25%) • Sistemas satélites planetas exteriores mismas características • Sol >99%M pero <1%L: Sol gira demasiado despacio comparado órbitas planetas • Material formó Sistema Solar plano y en rotación • L redistribuido en la nube que formó el Sistema Solar • Mismo proceso formó planetas también menor escala Nubes moleculares • Más formación estelar en nubes moleculares gigantes: – Ø~10pc, M~106 M – Nebulosa de Orión: d~450pc • Varios subgrupos más densos: – Ø~1s pc, M~103-4 M T~10K – Grupos tienen núcleos: • Formación: – Movimiento turbulento comprime gas – Gas expulsado por otras estrellas Núcleos de formación estelar • Se piensa que formación estelar en núcleos: – Son fuentes IR intensas: protoestrellas – Estrellas jóvenes frecuentemente cerca núcleos • Núcleos colapsan bajo propio peso: pero despacio? – Si no, mucha más formación estelar que observada – Quizá B retrasa colapso: impide partículas cargadas atravesarlo – t~106-7 años para dominar B: después colapso t~100 000 años • B no puede controlar algunos núcleos: colapsan rápidamente, fragmentándose en sub-núcleos: – cada sub-núcleo forma una estrella: cúmulos – Sólo 10% estrellas en cúmulos: suceso poco frecuente Protoestrellas • Contracción más rápida en centro núcleo: M,ρ aumentan rápido • Protoestrella: – Material que cae libera En. Potencial – Rozamiento calienta material – Mientras transparente: se enfría IR – Cuando opaco: T,P> se frena colapso – Hito importante vida estrella • En este momento: M~0.01 M – Acreción sigue ocurriendo • Para mantener emisión: – contracción lenta: se detiene cuando empieza la fusión en el núcleo de la estrella: SP Estrellas jóvenes • M~1 M: t~107 años: – M>: contracción rápida. SP con “concha” (IR) – M<: contracción lenta, viento barre < SP • T<SP < TSP: * pre-SP a la derecha SP • Si M<3M: T Tauri – Manchas “gigantes” → P~5 días – Fuerte actividad: líneas emisión – Fuerte emisión IR a varias T: polvo a rango distancias • M>10M: SP antes de dispersar: IR L~100L Colimación y chorros • Competencia entre acreción y viento: – Viento acaba ganando en eje rotación: flujo colimado: chorro • Destrucción del disco: – Dispersión por el viento – Evaporación por radiación UV de estrella vecina (t~105 años) – Formación de planetas u otra estrella Trazas evolutivas • Ejemplo: envejecimiento personas (peso/edad) • Se puede seguir evolución en diagrama HR: traza evolutiva • ¿Cómo comparar modelos con estrellas? – Evolución demasiado lenta – Buscar conjunto estrellas nacidas al mismo tiempo • Ejemplo: 1 M Diagramas HR de cúmulos estelares • Isocronas: se calculan modelos para varias M y se para la evolución a t • Si diagrama HR de un cúmulo estelar: – * todas mismo tiempo y mismo Z – Deberían caer sobre una isocrona • Ejemplo: NGC7788 t~107 años Estrellas de la Secuencia Principal • Secuencia principal: estabilidad y cambios lentos – Fase larga – Consumo energía “lento” – >SP: emisión y consumo mucho mayor – Como tSP>>: mayor parte estrellas visibles en SP • Mucha variedad de propiedades: – M: 0.08 ≤M/ M ≤130? • M<0.08 M : degenerada antes de iniciar fusión enana marrón • M~150 M : estrellas pulsantes que acaban eyectando capas ext – R: ~0.1 ≤R/ R ≤ 15 – T: O3 (T~50 000K) - M8 (T~2 400K) – L: 0.001 ≤L/ L ≤1 000 000 • Tierra: 50K ó 10 000K (vaporizada) Estancia en la SP • Entrada en la SP cuando fusión H empieza en núcleo, y salida cuando acaba • Se puede estimar t∝M/L • Como L ∝M3.5 → t ∝M-2.5 (t/t) =(M/M) -2.5 – M~0.5M: t~60 Gy >> Universo – Esfuerzo en calcular M>1M • Dentro SP: H< R,L> – SP no línea sino banda – Sol: R×1.4, L×2, T~cte • Tierra: 325K: inhabitable – Hace 4.6Gy: T<273K si no efecto invernadero Después de la SP • Cuando en núcleo H→He • Cesa fusión: contracción • T>: fusión H comienza en capa – En Sol: al mismo tiempo – M>: 105-6 años sin energía nuclear • Cambio estructura y apariencia: – Capa H se va fusionando “hacia fuera”: He en núcleo más denso – Estrella expande y enfría: en HR a la derecha y arriba: Gigante roja • Sol: 1 Gy, 9M: 1 My – Vida * M> más corta: abandonan antes SP Edades de cúmulos globulares • Primero se apartan de HR: O, B, A, F... y pasan a ser gigantes rojas • La T de la estrella más caliente que queda en la SP indica la edad de la estrella • Por ejemplo: A0 t~100My Gigantes rojas • Comienzo fusión He en núcleo gigantes rojas termina fase: • M ≤2 M : – aumento M núcleo He T> ρ> – Gas de e- degenerados – Cuando núcleo ~0.6 M y T~108K: fusión He comienza • R~1UA L~1000 L – T> pero núcleo degenerado no se expande • T×2: producción energía × 109 – Aumenta T hasta ~3×108K: consumo explosivo He núcleo: Destello Helio • L~1014 L durante algunos minutos: Galaxia × 100 – Energía invertida en expansión núcleo y rotura degeneración: no se “ve” • M > 2 M : núcleo no degenerado: fusión He no explosiva Fusión de Helio • Dos fuentes de energía: – He en núcleo: produce C,O – H en capa exterior • M~ 1M : – superficie estrella se contrae y se calienta – L~cte: rama horizontal • M> 1M: – También T> L~cte – Inestable: pulsaciones: varían T,L • Gigantes amarillas • Equilibrio presión/gravedad inestable • Compresión/expansión > punto equilibrio Estrellas pulsantes Estrellas pulsantes • Cefeidas: � δ Cephei: P~5.5 días – P>1 día – Relación P(L) • Midiendo P → L • Midiendo m → d – M> ρ< P> • RR Lyrae: – M~1M – P~1.5 horas - 1 día – R< cefeidas • R/R~10 L/L~100 Rama asintótica a las gigantes • Cuando He se agota: – Núcleo sobre todo C,O: pronto e- degenerados – Contrae y fusión He en capa • Capas exteriores expanden: – R ~100s-1000s AU – enfría y más luminosa: rama asintótica a las gigantes (AGB) • Ahora fusión dos capas: H,He • Pérdida de masa: viento • Como R> y L>: dM/dt~10-4M/año – M<8 M: Pierde capas externas excepto núcleo degenerado – M>8M: supernova D~1500pc Ø~0.2pc D~140pc Ø~0.6pc Nebulosas planetarias • Capas expulsadas se alejan: núcleo visible • T> a L~cte: T~30000K en 1000s años • Emisión UV ioniza H capas: nebulosa planetaria • Estrellas centro nebulosas evolución rápida: – L>>: consumo rápido – H restante << • L/10 en 10s años: enana blanca – nebulosa sin iluminación: oscurece y desaparace Resumen: 1M Estrellas muy masivas • Si M>40 M: muy luminosas y consumen combustible muy rápidamente – M~120 M: L~106s L y t~106s años • >SP: supergigantes rojas consumiendo He • Después supergigantes azules • Desarrollan núcleo de Fe que acaba colapsando: supernova • Fuerte pérdida de masa:~20% en SP y 30% después: – vientos – episodios violentos Enanas Blancas • ~1850-1914: Sirio binaria: – Compañera M~0.98M, L/LSirio~10-4 Tipo A: T~10 000K • ¿Caliente y débil?: enana blanca (WD) • ~1929: ρ~6.1×104 g/cm 3 – No gas ideal – M~Sol, en tamaño ~Tierra • 1926: Teoría gases degenerados • 1930: Chandrasekhar modelos enanas blancas Límite de Chandrasekar • Límite de Chandrasekhar: – MCh~1.4M – Si M>MCh presión degeneración no puede vencer gravedad – Estrellas O,B,A: M>MCh – Deben deshacerse de mayor parte masa o convertirse en estrellas de neutrones o agujeros negros • ¿Qué estrellas se convierten en WD? – Cuando en AGB pérdida masa viento, límite M≤8M – Estrellas M<1M no tiempo: no WD con M<0.6M Supernovas • Novas: estrellas “nuevas” visibles durante semanas: – En nuestra Galaxia • 1885: “Estrella nueva” en M31 – 10 000 × nova – L~1010 L , 1/10 M31 – Supernova (SN) • ~600 conocidas • ~1s/siglo en Galaxia – Sólo 4 en últimos 1000 años: • 1006: 100 × Venus• 1054: China, visible de día • 1572: Tycho • 1604: Kepler – No vemos todas: nubes polvo – Luz 100-1000SN viajando hacia nosotros NGC5253 Supernovas • Dos tipos: – I: Sin líneas H en espectro • Más brillantes pero menos duraderas – II: Líneas H en espectro • Menos brillantes, pero más duraderas Supernovas tipo I • WD con acreción rápida H • Se acumula en superficie y se fusiona: produce He y aumenta M WD • M>: R< T> (~107años) • Cuando T~1010K: fusión C – Gran cantidad de energía: convección que aporta más C al núcleo – Degenerado: no expansión: proceso re-alimentado – En ~1s mayor parte C al núcleo y fusionado – Estrella explota • Energía~emitida por el Sol en toda su estancia en la SP: – Mayor parte energía en restos WD a v~10 000 km/s – Luz: >galaxia. Decaimiento 56Ni y 56Co. Máx 15 días > explosión Supernovas tipo II • Estrellas masivas fusionan combustibles cada vez más pesados: – H: t~107años – He: t~106años – C: t~102 s años – O: t~meses... – Si: t~días →Fe • Estructura en capas: núcleo Fe WD • Cuando M>MCh P>>e-: se contrae T~1010K • CN~rayos γ que destruyen núcleos: E< • Neutronización: p+e- →n+ν – retira e- y ν se llevan energía: colapso: • 1s R de 100km a 50km • unos s R~5km – Energía ~Sol en 10s Gy. Llevada por ν Supernovas tipo II • Cuando 0.6-0.8M alcanzan ρ~1015 g/cm3: – P degeneración n – Estrella de neutrones • Núcleo no se puede comprimir más y “rebota” • Produce una onda de choque que se propaga radialmente • Sin más ingredientes, la onda se frenaría antes superficie • Pero ρ>>: absorción ν acelera onda • Energía total: – 90%: ν escapan en segundos – 1s%: onda de choque que expulsa materia a ~1%c en horas – <1%: en forma de luz • Curva de luz: – Primero aumenta cuando onda de choque expande estrella – Después disminuye cuando superficie se enfría – Después de meses mayor parte luz decaimiento 56Ni y 56Co (años) Nucleosíntesis estelar • H→He→C,O mayor parte estrellas • M>>: →Si,S,Mg • Cuando T~1GK: fotodesintegración: sopa p,n,e-,α – Cadena de reacciones: elementos pesados Fe,Ni... • Eltos. más pesados no por fusión: E<0 • Reacciones con neutrones: con He y en SN → eltos más pesados • SN también expulsan material que enriquece ISM Remanentes de supernova • Material eyectado SN “barre” ISM y lo calienta (X) • Mayor parte 150 SNR conocidos radio: radiación sincrotrón • Algunos SNR “rellenos”: pleriones • Evolución: expande irregularmente, enfría y confunde con ISM (10s-100s kaños) Estrellas de neutrones • 1939: R. Oppenheimer, G Volkoff propiedades estrella n degenerados: – Para M~0.7M : R~10km – T~50 000K: L~10-6 L – Demasiado débil: 30 años olvidado • Ecuación de estado~: – R< M>: R~10-15 km – M máxima: MOV~1.5-2.7 M • Rotación muy rápida: – Sol: P~1ms • Fuerte B: – Sol: 1010 tesla (normal ~1tesla) Púlsares • 28 Noviembre 1967: J. Bell (estudiante A. Hewish, Nobel 1974) descubrió pulsos radio regulares de una fuente P~1.337s – 24 en un año, ahora ~2000. P~0.015-4s pero mayor parte ~0.1-2.5s • Varias teorías: – LGM – Pulsaciones: WD (~1s s) >> o estrellas neutrones << – Rotaciones: WD se rompería, estrella neutrones no: actualidad Púlsares • Estrella de neutrones con eje rot. ≠ eje B • Part. cargadas giran B y emiten radiación en un haz • Vemos los que haz barre Tierra (estrecho ~º) • Evolución: P> – Muchos extintos por cada activo Agujeros negros • P.S. Laplace (1700s): – vescape> R<: – Cuando vescape~c ni luz puede escapar • Si M>MOV>M Chandrasekhar: nada detiene colapso – MSP>25M • Horizonte de eventos: Radio de Schwarzschild RS=2GM/c2 ó RS=3 km × M/M
