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La Energía del Sol y las Estrellas

Gregorio José Molina Cuberos

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Preguntas y respuestas

• ¿Qué es el sol?

• ¿Cómo se formó?

• ¿De qué está hecho el sol?

• ¿Fuente de energía?

• ¿durará toda la vida?, ¿se apagará?, ¿qué pasará entonces?

• ¿son todas las estrellas iguales?

• ¿dónde están las estrellas?, se agrupan en “ciudades” o prefieren ser solitarias


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Índice

• Los átomos.

• Qué son, cuantos hay, los elementos

• El sol

• Origen, propiedades, estructura interna y externa, ciclos

• La luz

• Espectro electromagnético, luz y estrellas, clasificación de estrellas, espectro de radiación solar

• La Energía del sol

• Fusión y fisión nuclear

• Glosario de estrellas

• Estrellas y planetas, tipos de estrellas, fases en la evolución del sol y estrellas gigantes.

• Diagramas HR

• Distancia entre estrellas

• Paralaje, brillo y distancia, las estrellas más cercanas, el sol en la galaxia.

• Diámetro estelar

• Desde las más pequeñas hasta las más grandes

• Estrellas binarias


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Las estrellas están compuestas por átomos

• Todo está compuesto por átomos:

• El sol, las estrellas, la tierra, el mar, el aire, las personas, las cosas, …

• ¿Cómo son los átomos?

• Nadie los ha visto ….

• Bueno, casi se han visto

• La imagen no es un panal de abejas, es la primera vista cercana de una sola molécula que los científicos de IBM han logrado usando un microscopio de fuerza atómica (AFM). Se aprecian los enlaces

• Esquema químico habitualmente usado para representarla.

• Acértamos !!!

Atomo = la unidad más pequeña de materia mantiene su identidad o sus propiedades, y que no es posible dividir mediante procesos químicos


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Cómo son los átomos

• Partes del átomo:

• Núcleo – formado por

• protones (carga positiva)

• neutrones (carga cero)

• Corteza – formado por:

• electrones (carga negativa)

• El átomo está hueco:

• Si el átomo fuera del tamaño de un estadio:

• Núcleo sería una canica en el centro

• Electrones partículas de polvo

• Los átomos se agrupan en “elementos”, que son átomos con el mismo número de protones.

• Eso de elementos … si que hemos oído hablar de ellos:

• Hierro, azufre, oxígeno, plomo, agua…,

• bueno, agua NO, eso es una molécula. Molécula = agrupación de elementos

1 Angström = 10-10m = 0.000000000001 m (10 ceros)


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• la Tabla periódica de elementos clasifica, organiza y distribuye los distintos elementos químicos, conforme a sus propiedades y características.

Número de protones

Masa

Símbolo

Nombre


7¿Qué elementos constituyen al Sol?, ¿y el Universo?, ¿y la Tierra?

• El Universo y el Sol están compuestos principalmente de H y He

• La Tierra está compuesta de elementos más pesados: O, Si, Al, Fe, Ca, Na, K. …

Universo

Sol

Tierra


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Índice

• Los átomos.


• El sol


• La luz






• Diagramas HR







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• Gran bola de plasma, compuesta de H, He.

• Fuente principal de energía en el Sistema Solar

• Obtiene su energía de fusionar H en He

• Representa el 99.8% de la masa del sistema solar

• Es un plasma, no está sólido

• Temperatura interior = 15.6x106 K, Pres = 256x109 atmós.

Corona solar fotografiada durante un eclipse solar

Imagen solar (SOHO)

El Sol. Algunas propiedadesGenerated by Foxit PDF Creator © Foxit Softwarehttp://www.foxitsoftware.com For evaluation only.

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¿De dónde viene el sol?

• El sol, como la vida misma, sigue una estructura cíclica: nace, crece, se desarrolla, mure …., pero de sus desechos vuelve a nacer un nuevo sol …

• Lo veremos en detalle en próximas charlas


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El Sol. Estructura

• Posee una estructura en capas esféricas

1. Núcleo

2. Zona radiante

3. Zona convectiva

4. Fotosfera

5. Cromosfera

6. Corona

7. Mancha Solar

8. Gránulos

9. Prominencia


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Estructura interna.

• Núcleo. Mide 20-25% del diámetro solar, Unas 150 más pesado que el agua,Temperatura = 15 millones (en la superficie es menor,5 800)Se produce la “Fusión nuclear”No es visible

• Zona radiativa25%-70% del diámetro Temperatura ~2 – 7 millones K Transmisión energía electromagnética

• Zona de Convección70% del diámetro hasta superficie Flujos o movimiento de materiaDejan marcas en la superficie las:Granulaciones


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Estructura externa.

• FotosferaEs la parte visible del solMide unos cientos de kmTemperatura = 5 800 K. Se detectó un nuevo elemento “Helio”

• Atmósfera La parte por encima de la fotosferaTiene cinco partes (cromosfera, corona, heliosfera …)Se observa fácilmente durante los eclipses de sol (en este caso la corona)


14Estructura externa. Protuberancia solar

• Protuberancia solar formada por enormes nubes de gas inflamado e incandescente a una temperatura de entre 10.000 y 20.000 K.

• Los campos magnéticos de la capa baja de la atmósfera solar hacen estallar estas nubes calientes, que también se presentan en forma de bucles, de chorros y de arcos.

• Suelen durar menos de un día.

• Las erupciones solares más potentes emiten partículas que pueden alcanzar a La Tierra, afectar satélites y son una amenaza para viajes tripulados fuera de la magnetosfera terrestre.

• No se conoce el origen y la naturaleza de las erupciones solares.


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El Sol y sus cambios

• Cuando se observa al sol con las precauciones apropiadas se pueden apreciar las “manchas solares”

• Mancha solar es una zona oscura con gran actividad magnética.

• El número de manchas no es constante,varía en un ciclo de 11 años: “Ciclo solar”

• El número de manchas está relacionada con la actividad solar:

• Poco activo => pocas manchas => menos luminoso

• Muy activo => muchas manchas => más luminoso

• La luminosidad se relaciona con la energía que emite, con la que llega a la Tierra y afecta al clima

• Entre 1650 y 1700 ocurrió la “Pequeña edad del Hielo”

• Podría tener fluctuaciones de entre 41 000 y 100 000 años => explicaría las glaciaciones


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Estudiando la luz del sol …

• La luz blanca al pasar por el agua de lluvia (o por un prisma) forma un arco iris.

• Se debe a que la luz blanca es la suma de todas esas luces

• Los científicos utilizan prismas para medir las propiedades de ese ”arco iris”

• Si hacemos pasar la luz del sol, o de las estrellas, por un prisma, podemos estudiar su espectro electromagnético.


17Espectro estelar. Las estrellas son distintas!!!!

• A finales del siglo XIX se pudo medir los espectros de las estrellas más brillantes y se pone en evidencia la existencia de distintos tipos de estrellas

• Los espectros se diferencian por la existencia de

• Las líneas de absorción (líneas negras)

• Líneas de emisión (mayor cantidad de luz en determinadas líneas)

• Nos informan sobre composición y temperatura de la estrella

Espectros de estrellas observadas por Padre AngeloSecchi. Se identifican cuatro tipos espectrales

1. Sol

2. Sirius

3. alfa- Orión

4. alfa- Hércules


18Clasificación estelar por el tipo Espectral

• Clasificamos las estrellas según su “tipo espectral estelar”.

• La masa, radio y luminosidad en proporción al Sol.

• El sol es una estrella de tipo G2

• Estrellas Grandes => Mayor luminosidad => Mayor temperatura.


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• Relación entre tipo espectral y tamaño de las estrellas.

• El sol es G2, estrella mediana amarilla


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Espectro de radiación.

• La radiación solar es el conjunto de radiaciones emitidas por el sol.

• La máxima cantidad de luz la emite en el visible, es !!!!amarilla!!!

• También emite luz no visible (ultravioleta e infrarrojo).

• Parte de su energía es absorbida (capa de ozono y otras) y no llega al suelo


21Fusión nuclear: La energía de las estrellas.

• La fusión nuclear es la fuente de energía de las estrellas.

• Los átomos se unen generando uno distinto y liberando energía en gran cantidad

• Es necesario vencer las repulsiones eléctricas, por lo que requiere temperaturas muy altas

• En el sol (10 millones K) el hidrógeno se fusiona para producir Helio

4 1H -> 2 2H + 2e+ + 2 neutrinos

2 1H + 2 2H -> 2 3He + + 2 gamma

2 3He -> 4He + 2 1H

_________________________________

4 1H -> 4He + …

• Es necesario una masa > 0.01 la del sol

La reacción: protón-protón es el principal proceso para quemar H en el interior del Sol


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Quemar Helio. Un poco más difícil

• Mediante los procesos alfa las estrellas convierten helio en elementos más pesados, como berilio o carbono

• Es necesario:

• Núcleos evolucionados (que han quemado el hidrógeno)

• Temperaturas de 100 millones K.

• Entre 0.5 y 10 masas solares

• El proceso sigue … y sigue … y sigue …

• Pero son necesarias temperaturas más y más altas

• Qué únicamente se dan en estrellas grandes

• .

• .

• Si la estrella es lo suficientemente grande


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Elementos más pesados.

• Tras consumir el H, el núcleo de las estrellas masivas produce elementos más pesados:

• Una vez consumidos, el núcleo de C y O se contrae y calienta hasta que puede continuar el proceso de fusión, produciendo Ne, Mg, Si y S.

• También Si y S fusionan para formar Fe, Ni y otros elementos.

• La estructura de la estrella presenta distintas capas, con Fe en el núcleo y capas superpuestas de elementos más ligeros.

• El elemento más estable es 57Fe

OCHe


24Fisión nuclear. La energía de las centrales

• La fisión nuclear consiste en dividir un átomo pesado en otros más ligeros liberando energía.

• Se produce producir bombardeando un núcleofusionable: uranio-235 + neutro -> uranio236

• Uranio236 es inestable, partiéndose en dos átomos, emitiendo neutrones y produce energía

uranio-236 -> Kripton92 + Bario141 + 3 neutr.

• Los productos Kr92 y Ba141 pueden ser radiactivos, se pueden dividir …

• El “Hierro” marca la división entre fusión y fisión:

• Elementos más pesados => se fisionan(rompen)

• Elementos más ligeros => se fusionan

Fisión nuclear en un átomo de 235U


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Índice

• Los átomos.


• El sol


• La luz






• Diagramas HR







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Glosario de estrellas (I)

• Estrella: esfera de plasma autogravitante, en equilibriohidrostático, que genera energía en su interior de manera sostenidamediante reaccionestermonucleares.

• Planeta: cuerpo celeste que:

i) Orbita alrededor del Sol.

ii) Tiene suficiente masa para quesu gravedad supere las fuerzasdel cuerpo rígido, de manera queasuma una forma en equilibriohidrostático (~esférica).

iii) Ha limpiado la vecindad de suórbita.

• Objeto protoestelar => Antes de que se forme la estrella, fase activa y convulsa


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Glosario de estrellas (II)

• Secuencia principal => Sol, ahora, en este momento (y muchas otras estrellas)

• Enana marrón => (M<0.08Msol), no alcanza la masa suficiente para quemar H

• Enana roja => 0.08<M<0.8. Estrellas más pequeñas, muy abundantes y larga vida.

• Enana amarilla => El sol

• Gigante: blanca, azul, amarilla. => Muy luminosa, más grande que el sol


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Glosario de estrellas (III)

Evolución de estrella tipo Sol.

• Protoestrella => Etapa inicial antes de que se forme la estrella

• Enana amarilla => Fase estable del sol

• Gigante roja => Estrella que ha consumido todo el hidrógeno (quema He)

• Nebulosa planetaria =>Expulsión de material formando un cascarónalrededor de la estrella

• Enana blanca => Última fase en una estrella, se enfría porque ha quemadotodo su combustible


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Glosario de estrellas (IV)

Evolución de estrella masiva (M> 1.4 Msol)

• Protoestrella => Etapa inicial antes de que se forme la estrella

• Gigante azul => Fase estable, en el caso de estrellas muy masivasdura muy poco tiempo.

• Supernova => Que colapsa y explota expulsando el material. Duranteesta fase se producen elementos inestables

• Estrella de neutrones =>”Superdensa”, restos de una explosión de supernova

• Agujero negro=> Resto de la explosión de una estrella de gran masa.La luz no escapa


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Diagramas HR

• Las fases evolutivas de una estrella se describen por su posición en el diagrama HR

• Se puede considerar el diagrama HR como la tabla periódica de las estrellas.

• Las estrellas en la misma región tienen las mismas propiedades (brillo, masa, vida media, temperatura, radio, etc). Las estrella evolucionan y cambian su posición.

• Es una herramienta básica que los astrónomos usan para clasificar las estrellas.

poc

oL

um

ino

sid

ad

(u

nid

ad

so

lar)

mu

cho

alta Temperatura baja

Enanas blancas

Gigantes

Supergigantes


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Diagramas HR y Evolución de estrellas

• Diagramas de evolución de distintas estrellas.

• Las estrellas grandes (Msol=60) siempre tienen alto brillo

• Durante su vida las estrellas aumenta de luminosidad y disminuye su temperatura => se hacen más grandes y queman elementos menos eficientes


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Índice

• Los átomos.


• El sol


• La luz






• Diagramas HR







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Distancia entre estrellas. Medición

Estimar distancias usando los dos ojos.

Dos observadores ven al objetoO en posiciones distintas

Permite medir la distancia de la Luna, y

planetas.

Paralaje lunar. Se muestra la posición

aparente de la Luna respecto a las Pléyades

vista desde: Polo norte, Polo sur, Ecuador 0º

longitud y Ecuador 180º longitud


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Buscando paralaje en estrellas

Determinar la distancia entre estrellas es más difícil …

Es necesario buscar:

estrellas de referencia “muy lejos”

estrellas “muy cercanas” para medir

Lugares observación muy lejos

Parsec => distancia a la que hay un paralaje de 1”.

1 parsec = 3.26 años luz 1 año luz = 10 billones km (12

ceros)


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El brillo y la distancia …

Brillo intrínseco => Cantidad de luz emitida por una estrella, depende de su tamaño de su masa y de su edad.

Brillo aparente => Cantidad de luz que recibimos al observarla. Depende del brillo intrínseco y de la distancia. Cuanto más alejada menos intenso es su brillo aparente

Conociendo su brillo aparente (se mide) y su brillo intrínseco (por otras técnicas) podemos calcular la distancia.

Algunas estrellas tienen un brillo no constante, cambia cíclica-mente, son las estrellas variables.


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Midiendo estrellas más lejos ...

El paralaje estelar no funciona con estrellas lejanas … es necesario una nueva regla de medida.

Henrietta Swan Leavitte (1908) encontró la vara de medida:

Mayor brillo => mayor periodo.

Midiendo periodo => conozco el brillo.

Brillo + masa (se mide aparte) =>

!!! puedo saber la distancia ¡¡¡


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Las estrellas más cercanas. Menos de 12.5 años luz

Número de estrellas en un radio de 12.5 a.l. = 33

La mayoría de las estrellas a esta distancia son enanas rojas (m < Msol

), de hecho el 80% de las estrellas del Universo son enanas rojas, como “Proxima Centauri”, la estrella más cercana


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Menos de 250 años luz

Número de estrellas en un radio de 250 a.l. = 260 000

Se muestran la 1500 estrellas más luminosas. Todas son más luminosas que el Sol y muchas se puede observar a simple vista. Aproximadamente 1/3 de las estrellas visibles están a esta distancia


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Menos de 5000 años luz. El brazo de Orión

Número de estrellas en un radio de 5000 a.l. = 600 millones

Mapa de una de las puntas de la Vía Láctea. El sol está ubicado en uno de los brazos de orión. Las estrellas visibles mostradas son gigantes o supergigantes y la mayoría se encuentran en la costelación de Orión


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El Universo en un radio de 50 000 a.l.

Número de estrellas en un radio de 50 000 a.l. = 200 mil millones

Mapa de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Una galaxia espiral acompañada de la galaxia enana de Sagitario, que está siendo engullida por la nuestra. El sol se encuentra a 26 000 años luz del centro galáctico


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Diámetro estelar (I)

• La distancia complica la labor de medir el diámetro (excepto el sol).

• Son necesarios grandes telescopios, en órbita o técnicas de interferometríapara medir el diámetro. En general se usan técnicas indirectas.

• El tamaño varía desde estrellas de neutrones (3 km) hasta supergigantes

Júpiter, Wolf359, Sol y Sirio Sirio, Pollux, Arturus, Aldebarán

• Aldebarán (alfa-Tauro) es una gigante naranja es una de las estrellas más brillantes del cielo. Tiene una masa 1.7 la del sol y un radio 44 veces mayor


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Diámetro estelar (II)

• Aldebarán no es la mayor de las estrellas …

Aldebarán, Rigel, Antares, Betelgeuse

Betelgeuse, Mu Cefei, VV Cefei A, VY Canis Majoris

• Betelgeuse, es una gigante roja de unas 20 la masa solar y un radio 900 veces mayor.

• VY Canis Majoris es una hipergigante roja, la más grande y luminosa localizada hasta la fecha. Su tamaño se podría extender más allá de la órbita de Saturno (según autores)


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Índice

• Los átomos.


• El sol


• La luz






• Diagramas HR







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Estrellas binarias.

• Una estrella binaria es un sistema compuesto de dos estrellas que orbitan mutuamente alrededor de un centro de masas común.

• Un sistema múltiple está formado por más de dos estrellas (también se suelen denominar binarios).

• En muchas ocasiones las binarias se encuentran a distancias tan cortas que marcan su evolución. Esos sistemas evolucionan entonces como un todo, creando objetos que de otra forma serían imposibles.

• Los sistemas binarios pueden ser:

• Visuales, eclipsantes, astrométricas y espectroscópicas

Imagen del sistema binario Sirio, formado por Sirio A y Sirio B (abajo a la izquierda)


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Binarias visuales

• Aquellas que se pueden encontrar con los telescopios ordinarios. En este tipo de binarias ambos componentes son visibles en la imagen .

• Estas binarias, a pesar de su fácil observación, no suelen ser tan fáciles de detectar

• OJO, nos pueden engañar:

• Periodos orbitales de cientos de años

• Cercanía óptica, pero no real

• Trayectorias independientes cruzadas

• Para detectarla es necesario estudiarlas durante años!!

• Proporcionan información valiosísima para determinar la masa

Albireo se consideróinicialmente binaria óptica, se ha comprobado que son un sistema estelar verdadero.


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Binarias eclipsantes

• Periódicamente una estrella pasa por delante de la otra.

• Se pueden observar cuando sus órbitas están alineadas con la nuestra.

• Experimentalmente se detecta disminuciones regular en la luz.

• OJO:

• Podemos confundirlas con estrellas variables, por lo que hay queanalizar en detalle las caídas de luz.

• Proporcionan información sobre la masa (como las anteriores) e información extra del espectro de luz (composición).

• Durante el eclipse se puede estudiar su atmósfera.


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La próxima clase:

EVOLUCIÓN ESTELAR.

•

.

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Gracias por su atención

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