Vida de una estrellada de u a est e a

Cano Paredes Aidali LucerOrtega Jiménez Ireri YolandagRamírez Enríquez AlejandroRamírez Martínez Surya AnaidyVillavicencio Arzola Pedro Omar

Semestre 2009-1

UNA ESTRELLA…

“… son los grandes alquimistas del universo ya que en el interior de ellasuniverso ya que en el interior de ellas se transmutan los elementos a partir 

d i l ”de reacciones nucleares. ”

FORMACIÓN DE UNA ESTRELLAFORMACIÓN DE UNA ESTRELLA

Primera generación de estrellasPrimera generación de estrellasLa primera generación de estrellas se formó a partir de laconcentración y fragmentación de nubes de gas compuestas conconcentración y fragmentación de nubes de gas compuestas con77% de hidrógeno y 23% de helio.

Composición Regiones H II

Nubes de gas y polvo donde l h d ó d

Las estrellas se pquímica inicial el hidrógeno es ionizado por 

estrellas jóvenes de  muy alta temperatura.

pueden formar por…

Determinación química del gas a  Regiones HI

partir del cual se forman.

Nebulosas de hidrógeno neutro.

A través de la observación con telescopios  del 

espectro del gas ionizado Que se clasifica en:espectro del gas ionizado por estrellas recién

formadas.

Que se clasifica en: 

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El colapsoMaterial 

enriquecido enPor la 

condensación de El colapso gravitacional de una gran nube de 

gas y polvo

enriquecido en elementos más pesados que el H proveniente de

material  contaminado producto de  gas y polvo. proveniente de 

otras estrellas.preacciones nucleares.

Constituidos de y

Las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas generando la energía que radian al espacio circundante.p

En las estrellas ocurren según laocurren según la visión de B2FH dos tipos de reacciones 

nucleares que sintetizan elementossintetizan elementos 

distintos:

Reacciones ilib ien equilibrio 

Reacciones explosivas

Ocurren durante la fase relativamente 

estable de la evolución estelar.

Las más largas de ellas corresponden a la

Durante la explosión la estrella pierde  una fracción de su masa, y le regresa al medio interestelar materialcorresponden a la 

nucleosíntesis.medio interestelar material enriquecido con elementos 

pesados 

Reacciones en equilibrio

Reacciones explosivasReacciones explosivas

C d lCuando se agota el 

hidrógeno en la parte

central de la estrella 

entran en juego reacciones 

termonucleares de fusión 

que transmutan sucesivamente 

helio, carbono, nitrógeno, 

oxígeno y silicio en elementos

químicos cada vez más pesados, 

hasta llegar al hierro; 

Todas estas reacciones liberan energía con laTodas estas reacciones liberan energía, con lacual la estrella puede suplir la que susuperficie radia al exteriorsuperficie radia al exterior.

VIDA DE UNA ESTRELLAVIDA DE UNA ESTRELLA

Depende de su masa la cantidad de combustible y el ritmo de consumo.yGIGANTE AZUL tiene mucho hidrógeno para quemar pero lo hace hidrógeno para quemar pero lo hace a tal velocidad que su vida es

(100 illl d ñ ) corta.(100milllones de años) a comparación de estrellas que pueden p q pdurar hasta 5000 millones de años.

La mayor parte de la vida de la estrella ocurre bi d bid l l d idcambios debidos  al calor producido 

(expandiéndola) y a la gravedad evitando que la estrella se colapse provocando un equilibrioestrella se colapse provocando un equilibrio. 

Tras más de 4500 millones de años que Tras más de 4500 millones de años que ya lleva en marcha, nuestro Sol continuará otros 4500 millones de años continuará otros 4500 millones de años más.

DIAGRAMA HERTZ‐RUSSELL (H‐R)

li dRealizado en 1911por el astrónomo EjnarHertzsprungDanes y por Henry Norris 1913 anericano.Relaciona laRelaciona la luminosidad y la temperatura.temperatura.

Espectros de las estrellasTipo

espectralTemp. °C Color

O 40000 Azules pocas líneas espectrales muestran átomos ionizados He III, C III, N III, O III, Si V.

B 25000 Blanco azuladas líneas de O II Si II y Mg IIB 25000 Blanco azuladas. líneas de O II, Si II y Mg II. Aparece la línea del He I.

A 11000 Blancas. La línea del H I. Comienzan a aparecer la líneas de metales neutros.

F 7600 Blanco amarillentas. aumento de la cantidad de líneas de H I, disminuyen la intensidad. Las líneaslíneas de H I, disminuyen la intensidad. Las líneas de metales ionizados aumentan.

G 6000 Anaranjado intensidad de las líneas de metales ne tros dismin en las del H Ineutros y disminuyen las del H I.

K 5100 Amarillo anaranjadas. espectro diverssas líneas de metales.de metales.

M 2500 Rojas varias líneas de metales neutros se dificulta observar el espectro continuo.

CLASIFICACION DE LAS ESTRELLAS

Clasificación de Secchi

La primera clasificación de estrellas de d d d l dé d dacuerdo a su espectro data de la década de 

1860, cuando Ángelo Secchi las catalogó en cuatro tipos diferentes: blancas o azules, amarillas, anaranjadas, rojasamarillas, anaranjadas, rojas

Clasificación HarvardClasificación Harvard

El sistema Harvard fue desarrollado por Edward Pickering, Annie Cannon y Williamina Fleming a principios de 1900. Se basaron en fotografías obtenidas con un espectrógrafo debasaron en fotografías, obtenidas con un espectrógrafo, de cientos de miles de estrellas que publicaron en el famoso catálogo Henry Draper (abreviado como HD) entre 1918 y g y p ( ) y1923. 

Recientemente se han añadido más tipos espectrales como W C (primitivamenteespectrales, como W, C (primitivamente dividida en R y N), S, P y Q. Pero estos se tratan normalmente como tipos espectralestratan normalmente como tipos espectrales paralelos.

Clasificación de MKKClasificación de MKK

L f d l ifi l t ll áLa forma de clasificar a las estrellas más reciente, y actualmente en uso, es el sistema MKK Este no reemplaza al anterior sino que loMKK. Este no reemplaza al anterior, sino que lo complementa porque a la letra con que se etiquetaba a una estrella que correspondía al q q ptipo espectral, también se le agrega un número romano indicando su clase de luminosidad. Ad á d b l t t i ióAdemás de saber la temperatura y composición de una estrella mediante el tipo espectral, también se conoce su tamaño densidad y masatambién se conoce su tamaño, densidad y masa por la clase de luminosidad. 

N° Descripciónp

I Supergigantes

II Gigantes brillantes

III Gigantes

IV Sub-gigantes

V Enanas de la secuencia principal (del diagrama HR)

VI Sub-enanas

blVII Enanas blancas

Algunas clases, especialmente la I, se subdividen en a, b, y ab para especificar algunas particularidades Por ejemplo, Ia es una especificar algunas particularidades Por ejemplo, Ia es unasupergigante más brillante que Ib. El Sol pertenece a las enanas de la secuencia principal siendo, según este sistema de l ifi ió t ll G2Vclasificación, una estrella G2V

MUERTE DE LAS ESTRELLAS

La evolución final de una estrella es un proceso bastante complicado, en el que fases

de expanción, equilibrio y compresión pueden alternarse varias a medida que la pueden alternarse varias a medida que la

estrella quema diversos tipos de combustible nuclear en su centro.nuclear en su centro.

Dependiendo de la masa de la estrella o de l d d ll fi d lo que queda de ella, su fin puede tomar

tres formas distintas: enanas blancas, estrellas de neutrones y hoyos negrosestrellas de neutrones y hoyos negros.

Enanas BlancasEnanas Blancas

ll d b l d d d l• Estrellas de muy baja luminosidad y de un color claramente claro.R di d 20000 k (t l di • Radios de apenas 20000 km (tres veces el radio terrestre)

• Al agotar una estrella su combustible nuclear, la i i t d t t i presion interna no puede contrarrestar su propia

fuerza gravitacional y la estrella se contrae.

En una enana blanca la materia está tan comprimida que los núcleos atómicos se pegan entre sí formando una especie de red cristalina y entre sí formando una especie de red cristalina y los electrones se mueven libremente a través de esa configuración, formando a su vez, un gas de esa configuración, formando a su vez, un gas de electrones.

Ilustración de la estimada evolución de nuestro Sol, desde una estrella gigante roja a una enana blanca.

• En 1930 Chandrasekhar (físico indú) descubrió que existe un valor crítico en cuanto a la masa de una estrella con el cual Enana blanca en formación y nebulosa planetaria en expansión. Este gas está impulsado por un superviento del que absorbe su valor crítico en cuanto a la masa de una estrella, con el cual de ser superado el equilibrio terminaría y la estrella seguiría comprimiendose. Este era de 1.5 a 2 veces la masa del Sol.

Este gas está impulsado por un superviento del que absorbe su radiación ultravioleta más intensa en la región interior y la

reemite en la zona exterior en forma de radiaciones de menor frecuencia, ya en el visible, provocando hermosas frecuencia, ya en el visible, provocando hermosas

combinaciones de colores y formas.

Estrellas de neutrones y pulsaresEstrellas de neutrones y pulsares

Si el valor crítico mencionado es superado la Si el valor crítico mencionado es superado, la materia sigue contrayéndose, de esta forma comenzarían a fusionarse los protones con los comenzarían a fusionarse los protones con los electrones, formando neutrones.

• Se llegaría a una nueva configuración de equilibrio l l d id d d t i t lt l en la que la densidad de materia es tan alta que los

nucleos atómicos en contacto forman uno solo y gigantesco nucleo. g g

Su diámetro es apenas de decenas de kilometros.

• Las estrellas de neutrones alcanzan una velocidad de rotaciónenorme (varias veces por segundo). Además su campo ( p g ) pmagnético llega a ser tan intenso que los electrones en élviajan a velocidades cercanas a la luz

• Combinando estos aspectos se da origen a pulsos luminososque han sido detectados por astrónomos

Nebulosa del Nebulosa del Cangrejo, remanente de la explosión de la supernova de 1054;

en el centro una estrella de neutrones estrella de neutrones encontrada por sus

pulsos di é iradiomagnéticos

• Los pulsares o estrellas de neutrones tambien tiene un valor crítico de masa y esta es de no mas de 6 a 8 veces valor crítico de masa y esta es de no mas de 6 a 8 veces la del Sol.

Hoyos NegrosHoyos NegrosA j f i t h bit t d l Agujeros negros, fascinantes habitantes del cosmos.

Idea originalmente presentada en 1783 por el inglés Idea originalmente presentada en 1783 por el inglés John Mitchell, el concepto fue retomado por Laplace en 1796, y sus cálculos fueron más tarde rehechos en 1916 , yusando la nueva teoría de la relatividad de Einstein por Karl Schwarzschild y precisados posteriormente por Roy KKerr.

El nombre de agujero negro fue acuñado a finales de la El nombre de agujero negro fue acuñado a finales de la década de los sesenta por John A. Wheeler, de la Universidad de Princenton.

E t ñ bj t l i l l iExtraños objetos, al igual que el universoprimitivo, los agujeros negros presentancondiciones físicas extremas que no podemos

d i l Tiq p

reproducir en la Tierra.

Puesto que lo que los físicos intentan comprenderl d d d l l l

q q pson las propiedades del espacio, el tiempo y lamateria, sobre todo en condiciones extremas,estos objetos constituyen otros laboratoriosj yextraterrestres suplementarios para poner aprueba las leyes de la física.

• Al explotar una estrella, de mas de 8 veces la masa solar, como supernova su remanente trata de convertirse en pulsar como supernova su remanente trata de convertirse en pulsar pero su masa es tan grande que sigue comprimiendose hasta llegaar a un punto donde toda la materia se condensa, este punto se llama singularidad.p g

M87:El hoyo M87:El hoyo negro más masivo

i d registrado (500 millones la MASA DEL SSOL)

Podemos sintetizar que un hoyo negro es una región del espacio ocupada por una muy densa masa en que la espacio ocupada por una muy densa masa en que la atracción de la gravedad es tan fuerte que nada puede escapar, salvo algunas radiaciones que emanan de su endógena mecánica. Es un “hoyo” en el sentido de que los objetos pueden caer en su interior, pero no salir de él. Es “negro” en el sentido de que la luz no pude escapar de sus negro en el sentido de que la luz no pude escapar de sus fauces. En otras palabras, un agujero negro puede ser descrito como un objeto en el que la velocidad de escape descrito como un objeto en el que la velocidad de escape (la velocidad requerida para desligarse de él) es mayor que la velocidad de la luz -el límite máximo de velocidad teóricamente aceptado para los desplazamientos en el universo.

Detección de los hoyos negros• Hoyos negros en sistemas binarios:• Al compartir el movimiento de rotación con otra • Al compartir el movimiento de rotación con otra

estrella masiva, esta libera gases los cuales quedan atrapados en la periferia del hoyo negro, f á d í di d ió l d d d formándose así un disco de acreción alrededor de este.

Hoyos negros y nucleos de galaxias

• Se ha podido concluir que no solo por la explosión de una supernova y la ultima fase de una estrella se p ypueden crear los hoyos negro, sino también pudieron haberse originado desde los inicios del

iuniverso.

E t t í f d t Esta teoría se fundamento en la existencia de los impresionantes cuásares, al principio se pensó que eran estrellas enormes y muy lejanas, pero actualmente se j psabe que son en realidad ocasionados por hoyos negros súper masivos.negros súper masivos.

• Se ha considerado que inclusive en nuestra galaxia al centro se encuentra un hoyo negroal centro se encuentra un hoyo negro.

Estructura Estructura de un hoyo negro súper masivo.

Hoyos negros primordialesy g p

• Al iniciarse la actividad en el universo pudieron haberse formado cantidades de materia muy densa haberse formado cantidades de materia muy densa y acumularse en un solo punto, lo que los astrónomos han llamado mini hoyos negros, que están en constante aparición y desaparición en el universo.

El espacio tiempo en los hoyos negrosEl espacio‐tiempo en los hoyos negros

f d h• Una esfera tan masiva y densa como un hoyo negro provoca alteraciones al espacio y tiempo en el universouniverso.

• Al momento de irse t d d contrayendo cada vez

más una estrella en contracción hacia la contracción, hacia la formación del hoyo negro, el espacio-tiempo se deforma mas y mas.

Si tomamos en cuenta un plano de simultaneidad, un cuerpo masivo y con gran densidad lo deforma.

• Dicha deformación, puede ocacionar puede ocacionar, según Einstein y Rosen, un puente entre dos universos paralelos.

Tiempo después John A. Wheeler describió la deformación como un hoyo que conectaba hoyo que conectaba dos regiones lejanas del mismo universo, a del mismo universo, a lo que llamo hoyo de gusano

• HOYOS ETERNOS: