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Las estrellas

• La nube es inestable gravitatoriamente y colapsa.

• Distintos nucleos empiezan a colapsar por separado (fragmentación).

• Disminuye V, aumentan T y P, y se inician reacciones nucleares: tenemos una protoestrella.

• Consecuencia → la estrellas no nacen solas, nacen en grupos (cúmulos).

Regiones HII en la galaxia del remolino (M51) Cúmulo de las Pléyades (M45)

Evolución Estelar

• Cuando la estrella se estabiliza entra en la etapa más larga de su vida: la Secuencia Principal.

• Las altas temperaturas del núcleo (hasta 50 millones de grados) ocasionan reacciones nucleares de fusión que mantienen el motor estelar en marcha.

• H+H → He + Energía (diferentes mecanismos según el tipo de estrella)

La • El tipo espectral de una estrella, es un parámetro que hace referencia a la temperatura de su atmósfera (y por lo tanto a su color).

• O (35.000 K)

(ξ Puppis)

• B (15.000 K)

(Rigel)

• A (9.000 K)

(Vega)

• F (7.000 K)

(Altair)

• G (5.500 K)

(Sol)

• K (4.000 K)

(Arturo)

• M (3.000 K)

(Aldebarán)

T (k)

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• La clase de luminosidad es otro parámetro que se refiere al tamaño de las estrellas.

• Ia: Supergigantes muy luminosas (µ Cephei, 25 Mo, 1.450 Ro)

• Ib: Supergigantes menos luminosas (Deneb, 25 Mo, 250 Ro).

• II: Gigantes luminosas (Polaris, 6 Mo, 30 Ro).

• III: Gigantes normales (Fomalhaut, 3 Mo, 10 Ro).

• IV: Subgigantes (Procyon, 1,5 Mo, 2 Ro).

• V: Enanas (Sol).

• VI: Subenanas (ε Eridani, 0,8 Mo, 0,8 Ro).

• D: Enanas blancas (Sirio B, 0,6 Mo, 0,02 Ro).

• Si descomponemos la luz del Sol, por ejemplo, obtenemos

el espectro solar. Aquí tenemos la parte del espectro solar correspondiente al visible:

λ

• Aparecen una rayas negras sobreimpuestas justo en ciertas longitudes de onda… las conocemos como líneas de absorción y están originadas por los elementos químicos presentes en la atmósfera estelar.

• Cuando acaba el H del núcleo la estrella abandona la Secuencia Principal y entra en la “madurez”.

• Si la estrella es muy masiva (gigante azul), entonces T en el núcleo es muy alta y acaba el H muy rápido, está en la SP unos pocos millones de años.

• Si la estrella es enana, T en el núcleo es baja y consume el H más pausadamente. Está en la SP miles de millones de años.

Evolución para masa baja (1 M�)

• Cuando acaba el H del núcleo se contrae, T en el núcleo ↑↑ y comienzan reacciones en el núcleo de He que formó.

• A la vez las capas exteriores se expanden. La estrella está en la fase de Gigante Roja(se vuelve más luminosa y rojiza).

• La fusión del Helio origina como residuo Carbono, Oxígeno, Nitrógeno... (elementos cada vez más pesados). Recordatorio: los EQ se forman en las estrellas !!!

Gigante Roja vs SolDiámetro = 1 U.A. (Arturo, Aldebarán…)

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• El proceso de expansión de las capas exteriores continúa, originando una nebulosa planetaria. El núcleo, ya sin fusión del Helio, queda al descubierto y es lo que conocemos como una enana blanca.

• La primera enana blanca descubierta fue Sirio B (1915). Su temperatura es muy alta, pero dado que su luminosidad es muy baja, esto implica un radio muy pequeño, similar al terrestre.

• En 1925 se descubrió su enorme densidad (unos 1000 kg/cm3) por el corrimiento al rojo gravitacionalque produce (la radiación pierde energía al salir de un campo gravitatorio tan intenso y la vemos enrojecida, líneas desplazadas al rojo) (*)

(*) Es una predicción – corroboración de la Relatividad General. El tiempo transcurre más lento desde nuestro punto de vista en las cercanías de un campo gravitatorio intenso…

Evolución para masas altas

• Cuando se acaba el H fusiona el He para dar C y N. Cuando acaba el He empieza a fusionar el C y el N, sintetizando elementos cada vez más pesados.

• Al mismo tiempo, la atmósfera estelar se expande varias U.A’s. Es la fase de Supergigante Roja.

• La estrella se encuentra con un núcleo de Fe que ya no puede fusionar.

• La temperatura del núcleo produce fotodesintegración y neutronización. El núcleo colapsa a un objeto supercompactoy las capas exteriores son barridas por viento de neutrinos (pueden llegar a rebotar en el núcleo compacto). Es una explosión de Supernova de tipo II.

• Se sintetizan elementos pesados y se enriquece el MI.

• El brillo de la explosión puede igualar al de toda una galaxia.

• El núcleo de Fe sobre el que se derrumba la estrella se convierte en una estrella de neutrones.

• - y + se combinan para formar neutrones, que pueden compactarse mucho.

• La estrella de neutrones tiene la masa de todo el núcleo de Fe (1M�) y el tamaño de una ciudad. Su densidad es de 1017 kg porcm3.

• Giran varias veces por segundo, son los púlsares.

• Tienen potentes campos magnéticos que los hacen muy brillantes en radio. Cada vez que el haz enfoca a la Tierra (si lo hace) se detecta el púlsar.

• El primero detectado, el del remanente de SNM1, PSR0531+121, se confundió con señales inteligentes.

• Rota 30 veces por segundo.

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• Lo dicho anteriormente es válido si la masa de la estrella es < 8 M�.

• Es así ya que las capas interiores de la estrella de neutrones “aguantan” el peso de las exteriores. Pero este mecanismo tiene un límite…

• Si la masa del núcleo de Fe era muy grande, la estrella de neutrones no se sostiene, colapsa y da lugar a un Agujero Negro Estelar.

Disco de acrección –emisión de rayos X

Cygnus X-1 se encuentra a unos 6000 años luz en la dirección de la constelación del Cisne. La estrella principal es de la octava magnitud y se observa con prismáticos.

• Dos o más estrellas ligadas por la gravedad que orbitan en torno a un centro de masas común se denominan un sistema estelar múltiple.

• Pueden estar tan alejadas que podamos desdoblarlas desde la Tierra, o tan cerca que lleguen a interaccionar, evolucionando como un solo objeto.

• Las binarias visuales son parejas reales (no ópticas) que separan desde la Tierra con telescopio.

Albireo (separación de 34’’)

• Al observar el espectro de ciertas estrellas se ven dos espectros superpuestos. Son binarias espectroscópicas.

• Cuando A se acerca (B se aleja), las líneas de A se desplazan al azul (λ↓) por efecto Doppler mientras que las de B se desplazan al rojo (λ↑), y viceversa.

A la Tierra

• El desplazamiento en las líneas de B es mayor porque se mueve más rápido que A.

• En estos puntos la componente de la velocidad en dirección a la Tierra es máxima, y el desplazamiento de las líneas máximo.

• La componente de la velocidad en dirección a la Tierra es nula, y el desplazamiento de las líneas es nulo.

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• Existen estrellas cuyo brillo visto desde la Tierra (i.e. su magnitud aparente) cambia en el tiempo. Son las Estrellas Variables.

• Nos referimos a cada tipo de variable con el nombre de la estrella prototipo. Por ejemplo, las Cefeidasdeben su nombre a la estrella δ de la constelación de Cefeo.

• El Sol presenta variaciones de luminosidad que rondan el 0’1%. No se le considera una estrella variable.

• Clasificamos las estrellas variables en dos grandes grupos:

• Intrínsecas: en ellas los cambios de brillo están causados por variaciones de tamaño y temperatura (pulsaciones), por erupciones…

• Extrínsecas: los cambios de brillo están causados por la presencia de una compañera (variables eclipsantes), por tener grandes grupos de manchas (variables rotantes)…

Variables Pulsantes Cefeidas:

• Se trata de estrellas masivas evolucionadas, cuyo interior es recorrido por ondas (vibraciones), que resuenan una y otra vez del núcleo a la superficie.

• Estas ondas provocan variaciones en el radio de la estrella (pulsos). Cuando R↓T↑ y su luminosidad aumenta, cuando R↑ T↓ y su luminosidad disminuye.

• Por su origen, el período de estas variaciones siempre es el mismo.

• δ Cephei pasa de 3,7 a 4,5 y vuelve a 3,7 mag en 5d 8h 47m.

• Las pulsantes son muy importantes en astrofísica porque su período es proporcional a la luminosidad de la estrella (M = -2,8*log P -1,43).

• Entonces, midiendo su período podemos calcular su brillo intrínseco. Y por comparación con su brillo visto desde la Tierra podemos deducir a que distancia están !. (Henrietta Leavit, siglo XX, el Universo crece desmesuradamente.)

• Las Cefeidas además son estrellas muy luminosas, lo que nos permite buscarlas en otras galaxias y determinar la distancia a la que están.

Cefeida en M100 (56 millones de años luz)