Capitulo 5: Evolucion estelar
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Capitulo 5: Evolucion estelar5.1. Cumulos estelares y su diagramos magnitud color
Messier 37 en Auriga – un cumulo ''abierto''
cumulos estelares grupos de estrellasde la misma edad y''metalicidad''
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mM = 10.4 o 1200 pcMV
+1.6
+5.6
+9.6
ningunas estrellas mas masivas que aprox. 2.2 masas solares
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Otro cumulo abierto: M67
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M67 – un cumulo abierto y viejo
vandenBerg2007ApJ 666, L105
S.P.
ramo desubgigantes
ramo degigantes rojos
??
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Messier 10 cumulo globular
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MV
0
+4.5
no estrellas mas masivas que 0.8 masas solares
diagrama magnitudcolor de M10
ramo de gigantes rojos
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47 Tucanae – cumulo globular
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Cumulo globular galactico: 47 Tucanae mM = 13.3 [M/H]= 0.7
HB (Horizontal Branch)
MS (Main Sequence)
RGB (Red Giant Branch)
AGB (Asymptotic Giant Branch)
SGB (Subgiant Branch)
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mM = 19.0 (donde esta?)
NGC 330
MV
5
0
no estrellas mas masivasque aprox. 20 masas solares
secuencia principal
no termina la S.P!
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NGC 330
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Diferencias el los diagramas HR de cumulos : edades!! metalicidades!
5.2 Evolucion estelar despues de secuencia principal de zero edad
cadena pp y/o ciclo CNO disminuyen el numero de protones en la region central > mas He > aumenta del peso molecular promedio
Pg=k TmH
para un gas ideal
evolucion de una estrella de 12 masas solares
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presion tiende de declinar > para mantener equilibrio de presion tiene que aumentar (T no puede inicialmente)
> nucleo contrae lentamente
> liberado de energia potential > aumenta de temperatura efectiva y luminosidad
> en el diagrama HR, estrella se mueve arriba y a la izquierda
> establecimiento de una cascara
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al final de secuencia principal:
H > He en cascara
He en nucleo – no se quema
nucleo no produce energiaL = 0> d T/ dr =0 ''isotermico''
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despues un rato, luminosidad en la cascara se vuelve mas grande que anteriormente en el nucleoestrella reactua con expansion de las cascaras exterioresparte de energia es usado por la expansion > Teff decline
nucleo de He isotermico aumenta > hay limite de''SchoenbergChandrasekhar'':0.08 * masa estelar
nucleo > MSC :nucleo pierde las propiedadesde un gas ideal y se vuelve''degenerado''(mas exacto: los electrones)
Pe~5 /3
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muy caracteristico:“gancho”
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Que pasa durante la fase del gigante rojo? (para estrellas de masas < 5 masas solares)
nucleo consta de helio, pero no ''quemando'' capas exteriores continuan de expander, nucleo continua de contraer, densidad muy alta 10^8 kg/m³, temperatura 10^8 K
cuando temperatura > 10^8 K> helio enciende ''helium flash'' >explosivamente
reaccion He +He > Be Be + He > C + energiaproceso ''triplealpha''(de donde viene berilio?)
L≈1011 LSol
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el diagrama HR del cumulo globularMessier 80
estrellas tienen masas < 0.8 solar
rama horizontal: He esta quemando en el centroH en una casacara
estado estable para estrellas encumulos globulares duracion 10^6 anos
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Despues de la rama horizontal: fusion nuclear envarias cascaras
ceniza de carbono
para quemar carbonose necesita 600 millones Kno es posible alcanzarlo poruna estrella de 1 masa solar
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nucleo consta de carbono se vuelve mas denso pero la temperatura no aumenta mucho! la presion es determinada por electrones libres de alta densidad > ''gas degenerado'' densidad tipica: 10^5 kg/cm³
por que carbono no encienda en estrellas con masas solares? > temperatura de un gas degenerado es independiente de su densidad!
> despues: estrella empieza de oscilar (solo cascaras (exteriores) > perdida de masa
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Nebulosas planetarias: las capas exteriores se van, nucleo se queda > una enana blanca
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nebulosa planetaria en Aquila
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El camino hasta a una enana blanca
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trayectorias para variasmasas
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5 M⊙
trayectoria de Hayashi
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Resumen de las etapas mas importantes (estrellas menos masivas):
1) secuencia principal: H > He en nucleo
2) fase de ''subgigante'': He en nucleo isotermico , H > He en cascara
3) inicio de fase de ''gigante rojo'': He en nucleo, H > He en cascara, region convectiva se extende hacia al centro estrellas de poca masa: expansion rapida, estrella se mueve a lo largo de trayectoria de Hayashi
4) fin de fase de ''gigante rojo'': nucleo degenerado, He enciende de manera explosiva > perdida de masa
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5) fase de ''rama horizontal'': He > O en nucleo, H> He en cascara estrellas de poca masa se mueven a Teff mas alta, pulsaciones !
6) fase de ''ramo gigante asymptotico'' (AGB): nucleo de CO, quemada de H y He en cascara, He alternadamente quemanda y no quemanda (''He shell flashes'')
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8) para estrellas < 7 M⊙ :
pulsaciones en el AGB > perdida de masa (''nebulosas planetarias'') > se queda solo el nucleo de CO degenerado ''enana blanca''
para estrellas > 7 M⊙ : COnucleo > 1.4 M⊙
(''limit de Chandrasekhar '') > colapso > formacion de neutrones > degeneracion de los nucleones > equilibrio nuevo ''estrella neutron'' ''supernova de tipo II'' (clasificacion: hydrogeno en los espectros)
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a veces para estrellas muy masivas: vientos estelares fuerte
> perdida de capas exteriores ya durante la secuencia principal > ningun hidrogeno en los espectros
si nucleo > 3 M⊙ nucleones degeneran relativisticamente > ningun equilibrio > agujero negro
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5.4 Isocronos y diagramas de colormagnitudtrayectoria evolucionaria: dada la masa estelar y ''metalicidad'' Z > trayectoria a traves el diagrama HertzsprungRussellgrupo de estrellas, incialmente en la ZAMS, despues un rato > isocronoisocrono: conecion de puntos de edades iguales de muchas trayectorias
diagrama de magnitudcolorde un cumulo estelar= isocrono
parametros: fraccion de He Y metalicidad Z
especificante (depende de losautores): tratamiento de conveccion
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joven
viejo
metalicidad baja
isocronos para un rango de edades
rama de gigantes asimptotica
rama de gigantes rojos
rama de gigantes rojos
rama horizontal
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joven
viejo
metalicidad alta (solar)
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NGC 330 – un cumulo globular joven en la nube de magellanes pequeño mM = 19.0 edad 10^7 años
secuencia principal
quemada de He en nucleo
este tipo de cumulo no existe en la Via Lactea!
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HB AGB
RGB
MS
Cumulo globular galactico: Messier 5 mM= 14.4 [M/H] = 1.4
SGB
[M/H] = log Z – log Z(solar)
masa de estrellas RGB: 0.8 M⊙ HB: 0.6 M⊙
--> perdida de masa en el encima de RGB
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El cumulo globular mas masivo en la Via Lactea: Omega Centauri:RGB muy ancho > rango de metalicidades > varias episodos de formacion estelar > cumulo globular o nucleo de una galaxia enana?
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Conclusiones principales de los diagramas magnitudcolor de cumulos globulares:
las poblaciones estelares mas viejas de la Via Lactea 12 10^9 años rango de metalicidad muy grande: 0 > [M/H] > 2.2 muy uniformo (excepcion: Omega Centauri)
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5.5. La evolucion de estrellas masivas
secuencia principal: estrella de 70 masas solares > duracion 2x10^6 años temperatura: 40 000 K luminosidad: 10^6 lum. solares tipo espectral O5
max=0.29 cm K
Tley de Wien
> max = 725 Å Ultravioleto!
> capaz de ionisar hidrogeno en su alrededor > regiones HII> fotones dan su momento a iones, por ejemplo OII, OIII, NIII etc.> perdida de masa ya en la secuencia principal (''vientos estelares'')
taza: hasta 10^(5) masas solares/años velocidad 5000 km/s
importante para el estado energetico de material interestelar en una galaxia
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estrellas masivas en su estados avanzadas: estructura de ''cebolla''
en el centro: hierro como ''brasa''
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perdida de la masa puede significar la perdida de cascara de hidrogeno > estrellas de ''WolfRayet'' extremadamente raras asociadas con nebulosas lineas de emision fuerte de N o C
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quemada de silicono > muchos nucleos alrededor de hierro: 54 Fe, 56 Fe, 56 Ni
temperatura alcanza 10^(10) K, densidad 10^(10) g/cm3
> fotones pueden desintegrar nucleos
= fotodesintegracion
54 Fe + > 13 4He + 4n 4He + 2p + 2n
> un monton de protones libres > proceso inverso
p+ + e > n +
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> electrones desaparecen (responsables para la presion) + neutrinos se salen
> nucleo pierde apoyo > colapso!
en este momento: luminosidad optica (invisible) del nucleo: 10^(38) erg/s
''luminosidad'' de los neutrinos 10^(45) erg/s !!!
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''free fall time'' (tiempo de caida libre):
t ff = 332
1G0
siendo 0 la densidad inicial
para el nucleo: tff 1 sec > colapso se vuelve mas rapido que la velocidad del sonido > cascaras exteriores no se notan colapso de nucleo
nucleo consta de neutrones = fermiones > degeneracion > presion de Fermi
nucleo se comparte como muelle: antes de alcanzar equilibrio la densidad mas grande que en equilibrio > oscilacion
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> onda de choque a traves la estrella > compresion de material
> choque se parra, pero densidad tan grande que alcanza profundidad optica para neutrinos > cero
> 5 % de las neutrinos son absorbidos
> expulsion de las cascaras exteriores
eso es lo que paso en el año 1054 el constelacion Tauro
una supernova de tipo II
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equilibrio alcanzado por degeneracion de neutrones = estrella neutronR km densidad 10^(14) g/cm^3
periodo de rotacion: 1 sec
campo magnetico de la estrella esta comprimido durante el colapso
> estrellas neutrones tienen campos magneticos muy fuertes
campo magnetico fuerte en rotacion > induce campos electricos variandos
> emite ondas electromagneticas (radiacion de un dipolo magnetico)
radiacion no isotropica, pero restringido a un angulo solido estrecho para observador en la linea de vista : pulsos!
''Pulsares''
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Modelo de un Pulsar
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cuando la masa del nucleo > 3 M⊙ nucleones degeneran de manera relativista
> ningun radio de equilibrio > colapso continua > agujero negro
sistemas binarias de rayos X
disco de accrecion + objecto compacto