1 Las estrellas CosmoCaixa Verano 2004

2 Algunos números y unidadesMSol = 2 x kg RSol = km TSol = C (superficie) 1 Unidad Astronómica (UA) = km 1 Año Luz = x km 1 Parsec (pc) = años luz Hay alrededor de 2000 estrellas conocidas en una esfera centrada en el Sol y de radio 80 años luz (25 pc)

3 Magnitudes y brillos de las estrellasEl brillo de las estrellas se mide en magnitudes: Las estrellas más brillantes a simple vista tienen magnitud  -1 Las estrellas más débiles a simple vista tienen magnitud  6 A una diferencia de magnitudes de 5 unidades corresponde un cociente de brillos de 100: El brillo de una estrella de magnitud es veces mayor que el brillo de una estrella de magnitud De la misma forma, el brillo de una estrella de magnitud es 100 veces mayor que el de una estrella de magnitud 15.0

4 ...sin embargo hay que hacer un matizUna estrella puede parecer más brillante que otra sólo por encontrarse más cerca de nosotros: por ejemplo, el Sol es aparentemente más brillante que Sirio, pero intrínsecamente no lo es... Si colocaramos a la misma distancia (por ejemplo 10 pc) unos cuantos objetos conocidos, observariamos lo siguiente: maparente Mabsoluta Sol – Luna llena – Venus – Sirio – Sirio es, por tanto, 23 veces más brillante que el Sol

5 ¿Qué es una estrella? E = m c2Una estrella es, en una definición sencilla, una esfera de gas, en su mayor parte formada por hidrógeno (H) y helio (He) con un núcleo muy caliente donde se producen las reacciones nucleares de fusión que son el origen de la luminosidad emergente en su superficie E = m c2 Energía 1 núcleo de helio (2 protones + 2 neutrones) 4 protones

6 ¿Cómo es una estrella? Fotones Neutrinos Núcleo T  107 C¡En el Sol un fotón tarda unos años en viajar del núcleo a la fotosfera! Neutrinos Núcleo T  107 C Fotosfera T ~ C

7 Una rápida mirada al Sol

8 ¿Cómo conocemos las propiedades de las estrellas?Prisma Las líneas espectrales son las huellas dactilares de los elementos químicos Espectro continuo Gas caliente Espectro de emisión El hidrógeno aparece como... Gas frio Espectro de absorción

9 El espectro electromagnéticoOptico Rayos  Rayos X UV Infrarrojo Radio Longitud de onda Energía

10 Los colores de las estrellasBetelgeuse 3100 K Rigel K Cúmulo M7 Nubes estelares en Sagitario

11 Otra forma de comprender los colores...Longitud de onda

12 La composición de las estrellasLa composición química de la mayoría de las estrellas es muy similar a la del Sol. Las abundancias relativas, en masa, para los elementos más significativos son: Hidrógeno (H) % Helio (He) % Carbono (C) % Nitrógeno (N) % Oxígeno (O) % Neon (Ne) % Hierro (Fe) %

13 El nacimiento de las estrellasNubes de hidrógeno y polvo interestelar 30 Dor

14 ...otro ejemplo IC 2944 Nubes de gas y polvo interestelarEstrellas nacientes

15 ...y otro más: una simulación por ordenadorCortesía de Matthew Bates (Universidad de Exeter)

16 Estrellas muy jóvenes

17 Estrellas jóvenes: las PléyadesCúmulo estelar joven: años Remanente del gas interestelar

18 La “secuencia principal”Es la etapa de la vida de la estrella en la que las reacciones predominantes en el núcleo son 4 H+  He++ + energía El Sol lleva en esta fase años y quema en cada segundo unos 500 millones de toneladas de H Tamaño de la Tierra

19 Propiedades en la secuencia principal120 MSol RSol T = C 1 MSol RSol T = C 12 MSol RSol T = C 0.7 MSol RSol T = C 2.5 MSol RSol T = C 0.5 MSol RSol T = C 1.5 MSol RSol T = C M < 0.08 MSol límite subestelar Enanas marrones

20 Las estrellas son entidades complejas...Las estrellas presentan vientos estelares, eyecciones violentas de partículas, campos magnéticos...

21 ¿Cómo es la vida de las estrellas?La vida de la estrella es una batalla de la presión contra la gravedad Presión de radiación Gravedad

22 ¿Qué sucede cuando acaba el H en el núcleo?La gravedad comienza a dominar Capa de H en ignición Capa de H inerte Estrellas de tipo solar El núcleo se contrae Las capas exteriores se expanden Fase de gigante roja Núcleo de He

23 El núcleo de He hace ignición, produciendo C y O¿Y más tarde?... El núcleo de He hace ignición, produciendo C y O Capa de H inerte Capa de H en ignición Capa de He en ignición La estrella adquiere una estructura de “cebolla” y diversos fenómenos producen la expansión de la envoltura Núcleo de C y O

24 Nebulosas “planetarias” (¡ojo!)

25 Algunos ejemplos: la nebulosa “Raya”

26 ...y la nebulosa de la “Hormiga”

27 Enanas blancas Masa < 1.44 MSol Densidad  106 - 107 g/cm3Radio  1 RTierra

28 Estrellas de tipo solarUn esquema global... Estrellas de tipo solar Protoestrella Secuencia principal Secuencia principal 1010 años Gigante roja Gigante roja 109 años Enana blanca Enana blanca

29 ¿Qué sucede con las estrellas más masivas?El núcleo va produciendo elementos más y más pesados Estrellas muy masivas Capa de H, He Secuencia principal Capa de C, O años Capa de O, Mg, Si Supernova Núcleo de Fe, Ni, S El hierro es el elemento más estable: la estructura de la estrella colapsa sobre el núcleo

30 ...y se produce una explosión: la supernovaSN 1054 Nebulosa del Cangrejo

31 Estrellas de neutrones (“púlsares”)Eje de rotación Haz de radiación 1.44 MSol < Masa < 3 MSol Densidad  g/cm3 Radio  30 km Haz de radiación

32 Un ejemplo cercano: SN 1987A

33 ...y agujeros negros

34 ...y agujeros negros (ahora en serio)Composición artística del agujero negro y de su estrella compañera en el microcuásar GRO J Masa > 8 MSol La materia se halla comprimida en un estado desconocido

35 Agujeros negros y “curvaturas”¡Orion! Orion Sirio ¡Sirio!

36 Un esquema de la evolución estelar0.75 MSol < M* < 5 MSol Gigante roja Nebulosa planetaria Enana blanca M* < 1.4 MSol Secuencia principal Contracción Estrella de neutrones o agujero negro Supergigante Supernova M* > 5 MSol

37 Generaciones múltiples de estrellas

38 ...y el ciclo de la vida continúa

39 ¿Cómo calcular la distancia a las estrellas? Método de las paralajesMétodo de las Cefeidas

40 O B A F G K M