Muerte de las estrellas (1)
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Muerte de las estrellasPor Raúl Alvite Pazó, 1º BACH B
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Índice1. Introdución
1.1-6 Diapositivas → 3-82. Muerte de las estrellas
2.1-4.X Diapositivas → 9-263. Conclusión → Diapositiva 274. Bibliografía → Diapositiva 28
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1.1 Introducción ¿Qué son las estrellas?Una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia.
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1.2 IntroducciónSu forma:Mantiene su forma gracias a un equilibrio entre fuerzas:- Gravedad (hacia dentro)- Presión (hacia fuera)
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1.3 IntroducciónLas estrellas emiten 3 formas de energía hacia el espacio.● Radiación electromagnética ● Neutrinos● Viento estelar
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1.4 IntroducciónLa masa de las estrellas varía entre 0,08 y 200 masas solares (Msol).Su masa tendrá una gran importancia en la muerte de la estrella.
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1.5 IntroducciónLuminosidad: es una propiedad que las caracteriza
L es la luminosidad, sigma la constante de Stefan- Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.
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1.6 Introducción La edad de la mayoría de las estrellas está entre 1000 y 10000 millones de años.
Estrella más antigua: HE 1523-0901 con 13200 millones de años
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2. Muerte de las estrellas● Detenimiento de las reacciones nucleares.● Comienzo de la fusión en capas externas.● Diferentes fenómenos en la estrella● Colapso
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2.1 Procesos de muerte de las estrellas según su masa
Rango de masas Fases evolutivas Destino final
Masa baja: M 0,5 MSol PSP SP SubG GR ¿NP?+EB
Masa intermedia: 0,5 MSol M 9 MSol PSP SP SubG GR AR/RH
RAG NP+EB
Masa elevada: 9 MSol M 30 MSol PSP SP SGAz SGAm SGR SN+EN
Masa muy elevada:
30 MSol M PSP SP SGAz/WR VLA WR SN/BRG+AN
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2.1.1 Magnitudes de las que dependen ● Metalicidad.● Velocidad de
rotación.● Presencia de
compañeras.
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2.2 Estrellas de masa baja e intermedia ( M < 9 MSol )
Presenta varias fases, que designaré con números:1. Fase de subgigante2. Fase de Gigante Roja3. Fase de apelotonamiento rojo (AR) o de la rama horizontal (RH)4. Fase de la rama asintótica de las gigantes (RAG)
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2.2.1 Fase 1 - Se agota el hidrógeno en el núcleo y se quema en una cáscara alrededor de este.- La estrella se hincha y su superficie enfría, quedando en una fase intermedia entre secuencia principal y gigante roja.
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2.2.2 Fase 2- Cuando la temperatura de la subgigante baja aún más, la estrella aumenta su tamaño (r= 100 millones km) y mucho su luminosidad.Se convierte en una Gigante Roja
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2.2.2 Fase 2La energía de la Gigante Roja deriva del mismo proceso que el de la subgigante. Esta fase termina cuando el helio se enciende o se fusiona por el proceso triple-alfa.
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2.2.3 Fase 3Al iniciarse el proceso triple-alfa:- El tamaño y luminosidad de la estrella disminuyen.- Influye la metalicidad.- El núcleo se vuelve más denso y se llega a 108 K.
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2.2.4 Fase 4- Se da por agotamiento del helio- La estrella comienza a quemarlo en capa.- Aumento de tamaño y luminosidad, descenso de temperatura.
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2.2.5 Muerte de la estrella y remanente
- Nebulosa planetaria y deja una Enana Blanca.- Núcleo desnudo de la estrella- Temperaturas muy altas- Ionización
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2.3 Estrellas de masa elevada ( 9 MSol < M < 30 MSol )
Presentan fases diferentes a las anteriores, debido a:- Las temperaturas- La luminosidad- Las pérdidas de masa
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2.3.1 Fase 1 - SGAz y SGAm- Se produce al acabar de quemar o fusionar hidrógeno.- Descenso de las temperaturas.
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2.3.2 Fase 2 - SGR- Forman las estrellas más grandes (en tamaño) del Universo.- Grandes pérdidas de masa.
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2.3.3 Muerte de la estrella y remanente Supernova de colapso gravitatorio, dejando como remanente una estrella de neutrones.
Supernova de Kepler
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2.4 Estrellas de masa muy elevada ( M > 30 MSol )
Diferencias con el rango de masas anterior:- Tasas de pérdida de masa- Remanente
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2.4.1 Fase 1 (VLA)Variable luminosa azul:- Agotan hidrógeno → 1. SGAz 2. VLA
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2.4.2 Fase 2 (WR)- Pérdida de masa y de capas- Diferencia de masa con el estado inicial enorme.
Imagen de una estrella Wolf- rayet y de la nebulosa que la rodea.
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2.4.3 Muerte de la estrella y remanente
- Se agota el combustible nuclear y se produce un brote de rayos gamma, dejando un agujero negro.- Varias posibilidades según la metalicidad.
Representación artística de un brote de rayos gamma
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3. ConclusiónLas estrellas pueden morir de diferentes formas que ahora conocemos, dando lugar a distintos fenómenos en el espacio.
FIN DEL TRABAJO
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4. Bibliografía ● http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella (modificada por última vez el
10/11/13 a las 23:57)● http://es.wikipedia.org/wiki/Evoluci%C3%B3n_estelar (modificada por
última vez el 7/6/13 a las 21:59)● http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_neutrones (modificada por
última vez el 7/9/13 a las 18:18)● http://es.wikipedia.org/wiki/Supernova (modificada por última vez el
10/10/13 a las 21:30)● Google imágenes (https://www.google.es/imghp?
hl=es&tab=wi&ei=gVuBUsW9H-WX1AXb0oBg&ved=0CAQQqi4oAg)