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Cursos de Extensin en Astronoma y Astrofsica Fundamentos de Astrofsica
Evolucin EstelarNacimiento de las estrellas
Pablo Cuartas RestrepoFundamentos de Astrofsica
17/10/09
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Las estrellas no parecen cambiar!...
Estrellas de ahora son las mismas estrellas que vieron los antiguos observadores del cielo
Por lo que sabemos ahora sobre ellas sin embargo...
... No pueden ser eternas!...
Poderosas fuentes de energa energa por reacciones nucleares Material para reacciones no es ilimitado
Estrellas deben tener Origen y Final!
17/10/09
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Preguntas:
Cmo nace y muere una estrella? Cunto tiempo vive una estrella? Qu sucede en el intermedio? Qu queda despus de que estrella
muere
El reto: resolver estas preguntas, pero...Observacines: vida estrellas ocurre en escalas de tiempo muy grandes
La evidencia de la vida en la Tierra......el Sol no ha cambiado considerablemente en los ltimos 3'800 millones de aos!
17/10/09
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Pero en Teora:
Estrellas: cuerpos relativamente simples
Aplicacin leyes fsica para estudiar constitucin de estrella y su variacin en el tiempo
Calculos complejos : COMPUTADOR
La imagen resultante :
TEORA DE LA EVOLUCIN ESTELARUna de las ms exitosas teoras cientficas de todos los tiempos!
17/10/09
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Formacin EstelarFormacin Estelar A partir de qu, dnde,
por qu y cmo se forman estrellas?
Qu hay adems de estrellas?...
El Medio Interestelar (MI) Espacio entre estrellas no esta
vaco: Gases (tomos y molculas),
plasmas, polvo 1 de cada 10 kg de materia en Galaxia es MISi hay tanta materia interestelar, por qu no se ve?
17/10/09
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Materia en MI Bajsima densidad. En promedio 1 a 10 partculas/cc
(Comparacin: Aire 1019 partculas/cc)
cmo se sabe de la existencia de esta materia?Primeras evidencias: lneas de absorcin desconocidas en los espectros estelares, absorcin interestelar, enrojecimiento interestelar
17/10/09
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Manifestacin directa: Acumulacin de MI......Nubes
17/10/09
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Gas en nubes ha sido ampliamente estudiado...
Hoy conocemos en detalle la forma como la materia se acumula en esas nubes y los efectos que esa acumulacin tienen en otros procesos astrofsicos
Nubes Moleculares Gigantes (NMG)
Enormes y masivas (centenar pc, millones Msol)
Gas: Hidrgeno, molculas complejas
Polvo: 1 de cada 100 kg, tamao granos de polvo tpicos
Mucho ms densa que promedio: 100 partculas/cc
17/10/09
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Gran porcin de ellas no detectables en visibleSolo visibles en otras longitudes de onda (emisin de
polvo infrarrojo , molculas -ondas de radio, etc.)
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Al interior de NMG
Nebulosas de Emisin
Porciones pequeas de NMG (algunos aos luz, miles Msol)
Concentracin leve de gas de nube: 100 1000 part./cc
Gases calientes y luminosos (plasma, 10,000 K)
Contienen estrellas luminosas y calientes (tipo OB)
Luz UV de estrellas excita gases
17/10/09
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Ej. Nebulosa de Orion, Nebulosa del Aguila (Arriba)
17/10/09
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Nebulosas Oscuras
Concentraciones de materia localizadas y pequeas (ao-luz, centenares Msol)
Mucho ms densas que resto: 10,000 - 1 milln tomos/ cc
Concentracin de polvo
Gases muy fros: 10 K
Nubes muy opacas a radiacin
Ej. Nebulosa oscura de cabeza de caballo
17/10/09
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Y la formacin estelar?...
Algunas pistas de la relacin estrellas-MI:
La materia de la que esta hecho el medio interestelar es la misma de la que estn hechas las estrellas......es natural pensar que las estrellas surgen de condensacin del MI
Es muy comn observar asociacin de grandes nubes con estrellas MUY LUMINOSAS...... estrellas que consumen muy rpido su combustible...... estrellas recin nacidas ...
Normalmente en el seno de nubes se observan grandes grupos estelares...
17/10/09
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Formacin estrellas agregacin de gas en nube......no es un proceso simple
Condiciones formacin estrella a partir de nubes...
Normalmente nube o porciones de ella en equilibrio mecnico (Gravedad = Presin)
Para formacin estrella: ruptura equilibrio + Perturbacin de trozo de nube
Pero no basta una perturbacin en el equilibrio de una porcin de nube...
17/10/09
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Porcin de nube debe tener suficiente cantidad de masa para aplastarse bajo su propio peso
M > MJ T / Masa de Jeans
Consecuencias: T pequea masa de Jeans
pequea (poca presin) grande masa de Jeans
pequea (mucha gravitacin)
perturbacin + condicin de Jeans:
Nube se comienza a contraer constantemente: COLAPSO
17/10/09
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Colapso gravitacional de una nube
Condiciones de temperatura y presin son satisfechas en el seno de nebulosas oscuras...
El lugar de nacimiento de estrellas!
17/10/09
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El proceso de formacin estelar a partir de una nube se da en 3 grandes etapas:
Primera etapa: Colapso isotrmico de un grumo de nube
Colapso
Energa gravitacional calor
Calor radiacin
Radiacin escapa por transparencia de nube
crece, T constante MJ decrece
17/10/09
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Consecuencia: grumos pequeos dentro de nube pueden empezar a crecer
FRAGMENTACIN
17/10/09
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Segunda etapa: colapso adiabtico y fin de la fragmentacin
Densidad se ha hecho muy grande
Nube se hace opaca
grande ... pero ... T muy grande tambin : MJ no cambia
FIN DE FRAGMENTACION
Cada fragmento : formar una estrella
Toda la nube: conjunto de estrellas (Guardera estelar)
17/10/09
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Cunto ha durado el proceso hasta este punto?...... un estimativo grueso se puede hacer usando la teora del colapso gravitacional en caida libre
tff = [(3/32)(1/G)]1/2
Ej. Nube de gas densa, = 10-18 g/cm3
t 2000.000 aos
17/10/09
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Tercera etapa: colapso gravitacional de un fragmento
1 Fragmento formar: 1 estrella individual
A muy alta densidad: colapso se hace muy lento quasi-equilibrio mecnico
PROTOESTRELLA
Caractersticas Protoestrella:
Globo enorme de gas (10 100 tamao Sol)
Gas caliente (2,000-3,000 K)
Por su gran tamao: gran luminosidad (100 Lsol)
Por qu no las vemos?...Casacarn de polvo
17/10/09
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Embriones de Estrella...
17/10/09
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Polvo calentado por radiacin: emisin en infrarrojo
Material en cascarn: cae sobre protoestrella
Protoestrella gana lentamente masa...
Choque materia en caida con superficie Protoestrella..
Produce muchisima energia
Fuente principal de energa protoestrella...... golpe constante de materia que cae sobre ella!
Estado de protoestrella: ...etapa ms prolongada nacimiento
17/10/09
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Sntesis:
Nube molecular gigante Nebulosas oscuras: grumos Perturbacin equilibrio mecnico
(supernova vecina, brazos espirales...) Colapso rpido Fragmentacin Formacin de protoestrella Protoestrella:
casi-equilibrio mecnico, energa por colapso
Pero todava el cuerpo no se ha convertido en una estrella......antes de hacerlo pasar por procesos muy importantes en su historia!
17/10/09
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Fusin de Deuterio
Contraccin lenta: calentamiento interior Cuando temperatura 1 milln grados:
Fusin Deuterio Nueva fuente de energa para protoestrella Pero no dura mucho en apagarse...
1 ncleo de deuterio por cada 10,000 de hidrgeno
Formacin de Disco Proto-planetario
Grumo que dio origen a protoestrella: lenta rotacin inicial...Colapso grumo : incremento velocidad de rotacin
Achatamiento y concentracin cerca a plano que rodea protoestrella
17/10/09
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Estructura de un objeto protoestelar
17/10/09
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Formacin de agregados de polvo y gases: planetesimales
Disco de detritos slidos alrededor de protoestrella
PROPLYD : PROtoPLanetarY Disk
Sistemas planetarios en formacin!
17/10/09
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Fases activas
En cierto momento y por razones todava oscuras:
La protoestrella expulsa materia en lugar de acumularla
Expulsin de materia:
Produce energa en forma de radiacin
Destruye cascarn gaseoso alrededor de protoestrella
Consecuencias:
Procesos violentos alrededor de protoestrella
17/10/09
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Estrellas de masa pequea:Objetos T-Tauri
Estrellas de masa grande: Objetos Herbig-Haro Formacin de Jets de materia
17/10/09
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Culmina fase de formacin primaria de la estrella
Estrella se hace visible!Puede ubicarse en diagrama H-R!
T, R, L algunas estrellas rojas y luminosas
pueden ser protoestrellas?NO!
Esta etapa de formacin estelar.... puede durar millones de aos
Evolucin posterior de protoestrella:cambian sus caractersticas observacionales (se contrae y calienta)
Ubicacin cambios en diagrama H-R
17/10/09
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Trayectoria Evolutiva
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El paso final:Temperatura ncleo alcanza valor crtico (>9-10 millones grados)
Inicio fusin de HidrgenoInicio fusin de HidrgenoColapso se detiene
HA NACIDO UNA ESTRELLAHA NACIDO UNA ESTRELLA
Ubicacin final en diagrama H-R : SECUENCIA PRINCIPAL DE EDAD CERO
Zero Age Main SequenceZAMS
17/10/09
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A la etapa previa a la llegada a la secuencia principal se la llama tambin fase de presecuencia principal
La duracin de esta etapa, y de todas las que se suceden a partir de este punto, depende de la masa de la estrella...
Ver Tabla 12.1 Carroll...
17/10/09
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No todos los grumos de masa arbitraria alcanzan a ser estrellas...
M < 0.08 Msol:
No se concentra suficiente masa para alcanzar temperatura de fusinNo alcanza equilibrio hidrosttico total Brilla slo en infrarrojoENANA MARRN
17/10/09
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17/10/09
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M>100 Msol:
Enorme cantidad de energa durante colapso e inicio de fusin
Antes de superar este valor, masa de estrella no crece ms
100 Msol masa limite superior para una estrella...SUPERGIGANTE AZUL
17/10/09
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Masas Estrellas: 0.08 Msol < M < 100 Msol
17/10/09
Estrellas de ahora son las mismas estrellas que vieron los antiguos observadores del cielo... No pueden ser eternas!...
Estrellas deben tener Origen y Final!TEORA DE LA EVOLUCIN ESTELARUna de las ms exitosas teoras cientficas de todos los tiempos!Formacin Estelar Bajsima densidad. En promedio 1 a 10 partculas/cc...NubesPolvo: 1 de cada 100 kg, tamao granos de polvo tpicosNebulosas OscurasMasa de Jeans
El lugar de nacimiento de estrellas!PROTOESTRELLA