Tema 9: Evolución Estelar

La secuencia principal

El diagrama de Hertzsprung-Russell

Estrellas de la secuencia principal

Gigantes

Gigantes rojas

Supergigantes

Enanas blancas

La vida de las estrellas depende de su masa

Expansión: Presión de gas y presión de radiaciónContracción: Gravedad de la propia estrella

gravgdr

TdP

T=)(

)(

1

ρ

T núcleo Sol ~ 15 millones K EHeH ∆+→ 41 4

Ejemplo: Sol

Tsuperficie ~5700 K Utilizando la ley de Stephan-Boltzman: E= σ T4= 6.2 x107 W/m2 Energía total emitida por el Sol = E*4 π a2 = 3.9 x1026 W = ESOL

2mcE = 600 millones de Tn de H transformadas en 596 millones de Tn de He por segundo

1% de la masa del Sol procesada en 1000 millones de años

Las estrellas son estables en mayor o menor medida dependiendo de su masa

El interior de las estrellas (II): El Sol

Ahora 40% más brillante,

6% mayor

5% más caliente

Más He en el núcleo

Menos H

“Núcleo” desacoplado del resto de la estrella

Del nacimiento estelar a la secuencia principal

• Las trazas de Hayashi nos muestran la evolución de las protoestrellas hasta llegar a la secuencia principal.

• El tiempo que tardan en recorrerlas estrellas de distinta masa es muy variable: una estrella de 15MΘ tarda 105 años, mientras que una estrella de 1MΘ invierte unos 107 años.

• Los cambios en luminosidad se deben al compromiso entre la disminución del radio de la protoestrella y el aumento de su temperatura superficial.

• Las estrellas de entre 0.2 y 2 MΘ pasan por una etapa de variabilidad en su brillo que se conoce como T Tauri.

• Las estrellas T Tauri muestran excesos infrarrojos debido a la presencia de discos, exceso de Litio (aún no ha sido reciclado en la fase de secuencia principal) y hay evidencia de manchas en su superficie, asociadas a intensos campos magnéticos.

• Además de todo ello, las estrellas T Tauri muestran intensísimos vientos estelares.

• Muchas protoestrellas muestran flujos bipolares durante etapas de su formación (unos 104 años) que pueden eliminar una fracción de la masa estelar.

• A partir de estas etapas se forman los sistemas planetarios.

Evolución estelar en la secuencia principal: Dependencia con la masa

Zero-Age

Main Sequence

(ZAMS)

Evolución estelar tras la secuencia principal

H en el núcleo convertido en He

Bajan las temperaturas

Contracción del núcleo

Aumento de temperatura hasta varias decenas de millones de grados

H He

En una capa alrededor del núcleo

Expansión (R ~10-100 RSol) y enfriamiento de las capas exteriores

→ Gigante Roja

Masas intermedias: 0.8<M<10 MSol

Evolución estelar: La fase Gigante Roja

Prosigue la lenta contracción del núcleo

Aumento de temperatura en el núcleo

H He

En una capa alrededor del núcleo

3 4He → 12C“Proceso triple alfa”

H → He

He → C, N, O

C → Ne, Mg, O

Ne → O, Mg

La Nucleosíntesis continúaEstructura en “capas de cebolla”

En estrellas masivas M>5 MSol

En estrellas No masivas M< 0.4 MSolLa Nucleosíntesis

se detiene

Enanas rojas

Evolución estelar: La fase Gigante Roja

• Las estrellas camino de convertirse en gigantes rojas se denominan subgigantes.

• En la rama de gigante roja la energía proviene fundamentalmente de la transformación de H en He en una capa alrededor del núcleo.

• Llegado un determinado momento, la estrella puede quemar todo el He presente en el núcleo en unas pocas horas, es el llamada flash del He.

• Esto sólo ocurre en estrellas con relativamente poca masa, donde las condiciones de degeneración del núcleo impiden momentáneamente el paso a las cadenas del He.

• Tras ello comienza la transformación de He en C y O en la región del núcleo.

• Finalmente se agota el He y la estrella va enfriándose pero expandiéndose aún paulatinamente, a través de la rama asintótica de las gigantes.

Estructura interna durante la fase de Gigante Roja

Estrellas variables

Curva de luz de δ Cephei

El periodo de una Cefeida variable está directamente relacionado con su luminosidad

absoluta.

Midiendo el periodo tenemos la magnitud absoluta, comparando con la visual la distancia a

estrellas variables

Cuanto más luminosa más lento el periodo Las medidas de distancia de las

Cefeidas fueron las primeras determinaciones de la distancia a las Galaxias y fundamentales

en el descubrimiento de la expansión del Universo.

Cefe¡das ~ 40,000 luminosidad solar

Pueden “verse” y estudiarse en galaxias cercanas

Estrellas variables

Más allá de la quema de Helio

8 12 4 166 2 83 10 K C He O γ× ⇒ + → +

8 12 12 20 46 6 10 25 10 K C C Ne He× ⇒ + → +

9 20 4 2410 2 121.5 10 K Ne He Mg γ× ⇒ + → +

9 16 16 28 48 8 14 22 10 K O O Si He× ⇒ + → +

8 12 12 23 16 6 11 15 10 K C C Na H× ⇒ + → +

9 28 4 3214 2 163 10 K Si He S γ× ⇒ + → +

9 32 4 3616 2 183 10 K S He Ar γ× ⇒ + → +

9 36 4 4018 2 203 10 K Ar He Ca γ× ⇒ + → +

Carbon burning

Fotodesintegraciones!

Neon burning

Oxygen burning

Silicon burning

Evolución estelar de estrellas masivas

Masas > 10 MSolContracción, calentamiento e ignición de diferentes reacciones termonuclearesT alcanzan los miles de millones de grados

Supergigantes azul o roja

e y p neutrones + neutrinos

La presión cuántica de la degeneración de los electrones desaparece

Colapso brusco de los neutrones formando una estrella de neutrones

Cuando el combustible se termina la presión crece

La vida de una estrella masiva (M > 8 MSol) comprimida en 24 h

Si comprimimos la vida de una estrella masiva en un día…

Secuencia principal + expansión Gigante Roja:

22 h, 24 min.

Combustible: H en el núcleo

Fase de Gigante Roja

1 h, 35 min, 53 s

Combustible He C

C → Ne, Na, Mg, O6.99 s

Ne → O, Mg6 ms

3.97 ms

O → Si, S, P

0.03 ms Si → Fe, Co, Ni

Evolución estelar de estrellas masivas

Si la masa del núcleo es pequeña Frenado del colapso por degeneración de los neutrones

Si la masa del núcleo M> 1.4 Msol (límite de Chandrashekar) Colapso del núcleo rápida. Frenado del colapso por interacción fuerte o formación de un agujero negro

Implosión+

Explosión energética de las capas exteriores

~ 109-10 L

Luminosidad: Superior a la de una galaxia (durante semanas)

Frecuencia: 1-10 por siglo y por galaxia

Supernova 1987a

V838 Monocerotis, Mayo-Diciembre 2002

Supernovas históricas

1006: Lupus, observada por astrónomos chinos y en Oriente Medio (visible durante un año); mv=-8 60 veces más brillantes que Venus1054: Nebulosa del Cangrejo, observadores chinos, nativos americanos, europeos, mv=-31181: China y Japón; mv=01572: Supernova de Tycho Brahe; mv -41604: Supernova de Kepler; mv=-31987: Supernova de la Nube de Magallanes (visible a simple vista con dificultad)

Remanentes de Lupus Nebulosa del Cangrejo Pulsar del Cangrejo

Supernova de Tycho Supernova de Kepler Supernova de 1987A

Supernova de 1181

Tipos de Supernovas

• Se distinguen varios tipos de supernova en función de su origen físico y de algunos parámetros observacionales.

• Las supernovas de Tipo Ia se originan en sistemas binarios, por la interacción de ambas estrellas.

• Las supernovas de Tipo II corresponden normalmente a estrellas de gran masa individuales.

• Son candelas estándar, ya que los modelos predicen un brillo similar para todas ellas.

Casos extremos: estrellas de poco masa y súper-masivas

• Las estrellas con masas menores que la mitad de la del Sol no son capaces de quemar el He.

• Inicialmente aumentan su radio y luminosidad, quemando H en la envoltura alrededor del núcleo.

• Sin embargo, rápidamente declinan y se vuelven completamente convectivas.

• Poco a poco irán perdiendo temperatura y apagándose.

• La evolución de las estrellas más grandes (unas 50 veces la masa del Sol o más) es órdenes de magnitud más rápida.

• Las pérdidas de masa por vientos estelares puede ser hasta 100.000.000 de veces superior en estas estrellas.

• En mitad de la Secuencia Principal algunas de estas estrellas han podido perder la mitad de su masa.

• El núcleo de estas estrellas queda por tanto expuesto y eventualmente son incapaces de quemar nada en la envoltura del núcleo, por lo que nunca se transforman en supergigantes, son las llamadas estrellas de Wolf-Rayet.

Resultado: Nebulosas planetarias y enanas blancas

M57Nebulosa del Anillo

Evolución compleja: Vientos estelares, material ionizado, compañeras estelares, discos,…

Masas intermedias: 0.8<M<10 MSol

La Nebulosa Ojo de Gato

Nebulosa de las Alas de Mariposa

Nebulosa del Reloj de Arena

Resumen de evolución estelar

El destino del Sol

Evolución estelar en cúmulos estelares

Estrellas de masa alta en la rama asíntotica de gigantes

Estrellas de baja masa en la secuencia principal

Diferentes diagramas HR en cúmulos estelares

distintos

Gamma Ray Burst (GRB)

Explosiones de Rayos Gamma en el Universo (cortas e intensas) 0.1-100 s

Biggest bangs since the Big Bang

Afterglow (días)

Distancias extragalácticas

Luminosidad ~ L galaxiaPosiblemente “colimada” y dirigida en un cono de ángulo muy estrecho <5º

Modelos:

Fusión de estrellas de neutrones formación de agujeros negros

Explosiones de supernovas (1998; GRB 980425),

GRB (Rayos X) Afterglow (visible)

A Bigger Bang: GRB 080319A

Afterglow más brillantede un GRBmV=5.5

Pico de brillo: 1017 Sol

500x energía total emitida por el Sol en 4500 millones de años pero emitida en solo 30 s

IMPOSIBLE Emisión confinada en jets estrechos fuertemente colimados

Objetos colapsados

a) Enanas blancasb) Estrellas de neutrones y púlsaresc) Agujeros negros

Enanas blancas

M < 10 M

Mnúcleo < 1.4 M

Tef ~ 15000 K

L ~ 0.01 L

R ~ RT

<ρ> ~ 100 Tn cm-3

g ~ 105 g Tierra

Ejemplo: Sirio B orbitando Sirio A

Materia “degenerada”, gas de e-, neutrones y protones

Estrellas de neutrones y púlsares

M < 50 M

1.4 M < Mn < 3 M

Neutrones “pegados”Presión equilibrada por interacción nuclear fuerte

R ~ 10-100 km<ρ> ~ 1000 x 106 Tn cm-3

g ~ 1012 g Tierra

Emisión sincrotón

T emisión: 1.5 ms - 8.5 s

Objetos colapsados

Agujeros negros

M > 50 M

Mnúcleo > 3.0 M

Objetos tan masivos que ni siquiera la luz puede escapar de ellos

R

GMmmv

EpEc

Etotal

=

==

2

0

2cv =

2

2

c

GMRS =

Necesaria relatividad general para explicar las propiedades de su entorno y la interacción con objetos, espacio y tiempo cercanos

Radio de Schwarschild(Horizonte de eventos) Msol RS=3 km

Los agujeros negros no son negros si tienen material más allá del horizonte de eventos.De hecho el material a su alrededor es acelerado a velocidades cercanas a la luz y puede

brillar con intensidad en longitudes de onda energéticas (Rayos X)

Agujeros negros: Espacio-tiempo deformado

Evaporación de Agujeros negros y Radiación de Hawking

Imágenes de agujeros negros

Ejemplo: Cygnus X-1

Agujeros negros estelares

M > 3-10 M

Ejemplo: Sgr AEn el centro de la Vía Láctea

Agujeros supermasivos

M > 3-4 x 106 M

Agujeros intermedios

M > 1000 M

Varios ejemplos en torno a Sgr A

Agujeros negros por doquier

AGN: Active Galactic Nuclei & quasarsEjemplo: M87

Censo en Rayos X de agujeros negros extragalácticos(Imagen del satélite Chandra del agujero de Lockman)