Post on 26-Apr-2020
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 ef4
– 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 gsup
, 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 ]
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=4R2T 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<
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
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
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