r - Universidad Libre

Astrofísica, origen y evolución estelar
José Gregorio Portilla
Observatorio Astronómico Nacional
Universidad Nacional de Colombia

“Colóquenme entre las
estrellas imperecederas…
para que no muera”
Texto de la pirámide
Las estrellas no son
eternas: nacen, envejecen
(evolucionan) y mueren
pero en algunos
casos resucitan…

La estrella
mejor conocida
es el Sol

Nuestro entendimiento de las
estrellas es muy reciente
•Algunas de ellas conforman sistemas de dos o más estrellas
•Poseen color
•Algunas de ellas cambian de brillo
•Algunas de ellas explotan violentamente
•La mayoría son muy estables (ej: el Sol)

Se pueden medir varias propiedades
físicas y químicas de las estrellas
•Distancia
•Tamaño
•Luminosidad (cantidad de energía)
•Masa (sistemas binarios)
•Temperatura superficial
•Composición química de la atmósfera

1. Distancia
La observación de estrellas
cercanas permite medir el
paralaje
Las estrellas están tan lejos que
el ángulo de paralaje es
< 1’’
La estrella más cercana está a 4.3
años-luz

2. Tamaño
Técnicas interferométricas
0.008Rs – 400 Rs
Radio del Sol: 700000 km

3. Luminosidad
Luminosidad del Sol: 4 X 10 26 watios
Conocemos qué tanta energía
producen las estrellas
4πr 2
0.0001 Lsol – 100000 Lsol

4. Masa
Observando estrellas binarias es posible hallar
las masas de las estrellas
Movimiento alrededor del centro de masa:
Tercera ley de Kepler
0.008 Msol-100 Msol
Masa del Sol: 2 X 10 30 kg

5. Temperatura
superficial
Tsol = 5800 K
La tempertaura superficial de las estrellas van de 40000 – 3000 K

5. Composición química de la atmósfera estelar
Principalmente:
H, He
Cantidades pequeñas de:
C, O, N, Mg, Na, Si, Fe, etc

Listo: sabemos cómo son las estrellas por fuera
Y, ¿cómo son las estrellas por dentro?
Podemos elaborar una teoría que nos permita explicar
la gran diversidad de estrellas que hay en el Universo

Se puede modelar una estrella con base
a los que sabemos de las leyes de la
física y la química
Gas caliente constituido por los
elementos químicos más
simples

Equilibrio hidrostático
dP
dr
La estrella posee una figura estable
= "GMr
r 2

La distribución de materia dentro de la estrella no
admite discontinuidades
Continuidad de la masa
dM r
dr
= 4"#r2

La energía que se crea en el interior debe salir al exterior
Conservación de la energía
dL r
dr = 4"#r2 $

Valor de la temperatura en el interior
•Convección (movimiento de material)
dT
dr
$ 1
= 1"
& T dP
% # ' P dr
$ 3
+ "
& ()
% 4ac'
T 3
$ & $
% ' %
Radiación (luz)
Lr 4*r 2
&
'

Relación entre las variables termodinámicas P, T, V
La estrella en muy buena aproximación
es un gas ideal
Partículas Radiación
Ecuación de estado

La energía debe salir de algún lado
Fusión nuclear:
Unión de átomos
livianos para generar
átomos más pesados
A A B C
A + A -> B + C Hay una perdida de masa
E = "Mc 2

dP
dr
dM r
dr
dT
dr
Algunas de las ecuaciones de la estructura estelar
= "GMr
r 2
= 4"#r2
dL r
dr = 4"#r2 $
$ 1
= 1"
& T dP
% # ' P dr
Presión
Masa
Energía
$ 3
+ "
& ()
% 4ac'
T 3
$ & $
% ' %
Lr 4*r 2
&
'
Temperatura
El objetivo es conocer P, M, L y T para una distancia r cualquiera
r

R=0 R=0.5
R=1

R=0 R=0.5
R=1

Ahora
Se puede además conocer
cómo cambian estos valores
en el futuro o como eran en
el pasado
Varios miles de millones
de años
Otros miles de millones
de años más

Las estrellas nacen en nebulosas
Nebulosas: nubes gigantescas de hidrógeno y polvo

En el interior de nubes moleculares
nacen estrellas

Colapso gravitacional
A medida que la nube se contrae
la energía potencial gravitacional
se convierte en energía térmica del
gas y en radiación

Nube molecular
Formación de disco y
chorros perpendiculares
a él

¿Y cómo evoluciona una
estrella?

Necesitamos tres conceptos
•Magnitud aparente
•Magnitud absoluta
previos
•Temperatura superficial de una estrella

Magnitud
aparente (m)
Número que indica qué tan
brillante es un astro visto
desde la Tierra
Entre más brillante
es el astro, más pequeño
es el número

Tierra
Sol
Objetos intrínsecamente
luminosos pero se ven
muy débiles por la enorme
distancia a la que están

Magnitud absoluta (M)
Magnitud aparente que tendrían todos
los astros si estuvieran a una distancia
de 32.6 años luz
Tierra
10 parsecs

El, Sol, visto desde la
Tierra, es el objeto más
brillante del Universo…
m = -26.8
Sin embargo, visto a 10 pc
(32 años luz) tendría el
brillo de una estrella
más bien mediocre
M = 4.5

Temperatura superficial
Las temperaturas superficiales de las
estrellas están comprendidas entre
3000 y 40000 o C
40000 9000 6000 4000 3000

Mv
-5
0
15
Habiendo tanta variedad de estrellas uno podría
pensar que las estrellas llenan un diagrama de brillo
intrínseco en función de la temperatura superficial
Calientes medianas frías
40000 6000 3000
Temperatura

Mv
-10
-5
0
5
10
15
Sin embargo, lo que se ve es:
V
V
Calientes medianas frías
40000 6000 3000
Temperatura

Diagrama de Hertzsprung-Russel

Las estrellas permanecen la mayor parte de
su vida en la zona de la “secuencia principal”
Zona de la secuencia
principal
Las estrellas están quemando
Hidrógeno y convirtiéndolo en
Helio sin mayores sobresaltos
4H He

Las estrellas no se quedan en un solo
sitio en el diagrama HR
Ellas van viajando a través del
diagrama a medida que van
envejeciendo

Tipo de muerte dependiendo de
la masa inicial
0.05 – 3 Msol 3 – 8 Msol > 8 Msol
Enana blanca
Estrella del
tamaño de la Tierra
Supernova
(estrella
neutrónica)
Estrella del
tamaño de una ciudad
Supernova
(agujero negro)
Estrella reducida
al tamaño de un punto

La vida de una estrella se reduce a una lucha continua
por evitar el colapso gravitacional
La estrella evita el colapso
siempre y cuando tenga
combustible para generar
energía en su interior
Pero es una lucha que siempre tiene un vencedor: la gravedad

Recordando algo de teoría atómica
Átomo de hidrógeno Átomo de deuterio
Átomo de helio-3 Átomo de helio-4
Protón
Neutrón

Las estrellas como el Sol extraen energía
de la denominada cadena protón-protón
Reacción neta:
4H He

¿Cuál será el destino de nuestro Sol?
4H He
4’000.000 ton H/segundo
En 5.000’000.000 años ha gastado tan solo
el 5% de su hidrógeno

¿Qué pasa cuando se va agotando el hidrógeno en el interior?
El núcleo se contrae y se calienta, pero al aumentar la temperatura las capas
exteriores se inflan

Llega un punto donde la temperatura es tan alta
que lo que era un desecho (He) se convierte ahora en
combustible
T=100’000.000 K
El núcleo de la
estrella comienza
a llenarse de
carbono y oxígeno

La estrella se infla como un
gran balón
Sol ahora Sol dentro de 5000 millones de años

Estas estrellas expelen
gran cantidad de gas
hacia el exterior
Capa de
gas eyectado
Enana
Blanca

Formación de una nebulosa
planetaria

Se conocen cerca de 3000
Su formación es breve: 50000 años
El gas escapa y se dispersa
Nebulosas Planetarias

Un objeto con la masa
del Sol que tiene el
tamaño de la Tierra
Enanas blancas
97 % de las estrellas de la galaxia terminarán así
T = 150000 – 4000 K
1 millón de veces
más denso que la
densidad del agua
Constituidas por C, O, y una
capa exterior de H y He
Gas degenerado de
electrones
Su brillo no se debe a reacciones
nucleares sino a liberación de
energía térmica

1.4 MSol
Límite de
Chandrasekhar
Presión de
degeneración
electrónica
Enana blanca
< 2 - 3 MSol
Límite de
Tolman-
Oppenheimer-
Volkov
Presión de
degeneración
neutrónica
Estrella neutrónica
Agujero negro

¿Qué le ocurre a las estrellas más masivas que el Sol?
H He C, O
Hay suficiente masa como para que aumente la temperatura
C + C
Ne
Mg + H
Ne + He
Ne + He Mg
O + O S
Si + Si Ni
P + H
Si + He
Fe

En el núcleo hay diferentes cascarones concéntricos cada uno produciendo energía

Pero la reacción se
detiene hasta el
Hierro
Hasta ahora la fusión
de núcleos livianos
para producir núcleos
pesados produce energía
Pero a partir del hierro
la fusión consume
energía
La estrella está en
muy serios problemas

Ocurre el colapso gravitacional de la estrella
Colapso en fracciones de segundo

Remanente de supernova
Supernova tipo II
El brillo de la explosión resalta
dentro de una galaxia

Un objeto con la masa
del Sol que tiene el
tamaño de Bogotá
Estrellas neutrónicas
10 14 veces más denso
que la densidad del
agua
Objetos con muy alta velocidad de rotación
Se conocen alrededor de 2000
(Vía Lácetea y nubes de Magallanes)
Gas degenerado de
neutrones
La mayoría se descubren
como fuentes periódicas
de ondas de radio
5% son miembros de sistemas
binarios

Pulsar
Estrella neutrónica cuyo eje de rotación magnético está
en dirección a la Tierra
Períodos de rotación : 720 – 3 revoluciones / segundo

Agujero negro
¿Qué ocurre cuando la masa del núcleo excede el límite de
Tolman-Oppenheimer-Volkov ?
Ninguna fuerza en el universo detiene el colapso
Singularidad
.
La luz no
puede salir

.
Radio de Schwarzchild
Horizonte de eventos
K. Schwarzchild (1916)
Agujero negro más simple:
Agujero negro eterno de Schwarzchild

Wheeler
Penrose
Hawking
Agujeros negros
1960-1970
Los agujeros negros son los objetos
más simples del universo

Los agujeros negros de detectan indirectamente
Agujero negro cerca
de una estrella
Disco de
Acreción
(emisor de
rayos X)

Sag A*: posible agujero negro masivo en el centro
de nuestra galaxia

Hoy en día creemos que en cada galaxia existe un
agujero negro supermasivo
Supermasivo: 10 6 - 10 9 Msol
NGC 1068
M87

Muchas estrellas son aves fénix
Remanente
de supernova
Renacen de sus
propias cenizas
Origen a una nueva
generación de estrellas
Con un “inconveniente”:
las “nuevas” estrellas están contaminadas de
elementos pesados

Nuestro Sol es una estrella de segunda
o tercera generación