Contenidos a desarrollar en esta primera etapa
Las Estrellas
Las Estrellas
Enanas, gigantes, supergigantes. Clasificación por luminosidad.
La formación de las estrellas . Nacimiento de las estrellas. El medio
estelar. Contracción y calentamiento. Protoestrella. Fuentes de energía
Nuclear. La fusión del Hidrógeno. El termostato presión y temperatura. El
interior de una estrella
La vida de una estrella de secuencia principal. La muerte de las
estrellas. Enanas rojas.. Estrella de masa intermedia. Enanas blancas. La
muerte de las estrellas masivas. El núcleo de Hierro. Supernovas. Estrellas de
neutrones. Pulsars
Reacciones nucleares: Fusión, Características generales y Ciclo del
protón – Protón. evolución estelar
Contenido a Desarrollar parte 1:
ResponderEliminar Las Estrellas
Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.
La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares.
Clasificación Color Temperatura (°C) Ejemplo Masa Radio Luminosidad
O azul-violeta 40 000-25 000 I Cephei 60 15 1.400.000
B blanco-azul 25 000-11 000 Spica 18 7 20.000
A blanco 11 000-7 500 Vega 3,1 2,1 80
F blanco-amarillo 7 500-6 000 Proción 1,7 1,3 6
G amarillo 6 000-5 000 Sol 1 1 1
K naranja 5 000-3 500 Arturo 0,8 0,9 0,4
M rojo 3 500-3 000 Betelgeuse 0,3 0,4 0,04
Masa, Radio y Luminosidad, en proporción respecto al Sol
En la década de 1940 se inició un nuevo proyecto de clasificación complementaria en el Observatorio de Yerkes. Se trataba de una clasificación basada en líneas espectrales sensibles a la gravedad estelar e introducida en el año 1943 por William W. Morgan, Phillip C. Keenan y Edith Kellman, razón por la que en ocasiones se le conoce también como clasificación de Morgan Keenan Kellman o simplemente MKK.
Al utilizarse líneas espectrales sensibles a la gravedad de la superficie se obtiene información sobre la densidad de las estrellas. Como el radio de una estrella gigante es muy superior al de una enana blanca de la misma masa, la gravedad es muy diferente manifestándose en la intensidad y en la forma de las líneas espectrales. Esta clasificación no sustituye a la anterior sino que la complementa.
Del mismo modo el observatorio Yerkes propuso una subdivisión de la clasificación de Harvard utilizando subíndices, por ejemplo, de la A1 a la A9. De este modo y utilizando ambos sistemas de clasificación es posible afinar en el tipo espectral.
Clase Descripción
0 Hipergigante
Ia Supergigante muy luminosa
Ib Supergigante de menor brillo
II Gigantes luminosas
III Gigantes
IV Subgigantes
V Estrellas enanas
VI Sub enanas (poco utilizada)
VII Enanas blancas (poco utilizada)
Enanas azules es una hipotética clase de estrella que se forma cuando una enana roja agota la mayor parte de su hidrógeno. La vida del universo no es suficientemente elevada como para albergar todavía a una de estas enanas azules. Su existencia se predice a partir de modelos teóricos.
Las enanas azules, una vez que su hidrógeno se agote, podrían finalizar como enanas blancas.
Enanas blancas es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 9-10 masas solares ha agotado su combustible nuclear. De hecho, es una etapa de la evolución estelar que atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes en el universo.
Las enanas blancas están compuestas por átomos en estado de plasma, pero como en su núcleo no se produce fusión nuclear, la estrella no posee ninguna fuente de energía que frene el colapso gravitatorio, por lo que la enana blanca se va comprimiendo sobre sí misma. Esto permite que las enanas blancas puedan alcanzar densidades tan enormes que una masa similar a la del Sol cabría en un volumen parecido al terrestre. Dichas densidades son sólo superadas por las que presentan las estrellas de neutrones y los agujeros negros. Emite solamente energía térmica almacenada, y por ello tiene una luminosidad muy débil.
Contenido a desarrollar parte 2:
ResponderEliminarLas estrellas que finalizan sus días como enanas blancas, al acabar la fusión del hidrógeno, se expanden como una gigante roja para fusionar en su núcleo el helio en carbono y oxígeno. Si la gigante roja no posee suficiente temperatura como para fusionar el carbono y el oxígeno, se comprime debido a la fuerza gravitatoria, produciendo así una nebulosa planetaria y formando un remanente estelar: la enana blanca.
El 99% de las enanas blancas está constituido básicamente por carbono y oxígeno, que son los residuos de la fase de fusión del helio. Sin embargo, sobre la superficie se halla una capa de hidrógeno y helio prensados y poco degenerados, que forman la atmósfera de la enana blanca. Sólo unas pocas estarán formadas íntegramente por helio al no haber llegado a quemarlo, o por oxígeno, neón y magnesio, productos de la combustión del carbono.
Recién formadas, las enanas blancas poseen temperaturas muy altas, pero al no producir energía, se van enfriando gradualmente. El proceso de enfriamiento es tan lento, que la edad del universo es demasiado corta para albergar a una de estas enanas negras. De hecho, las enanas blancas más frías que se conocen poseen temperaturas de varios miles de grados K.
Enanas amarillas es una estrella de la secuencia principal de color amarillo con una masa comprendida entre 1 y 1,4 masas solares. De clase de luminosidad V, se encuentra en el proceso de convertir, en su núcleo, el hidrógeno en helio mediante fusión nuclear. Nuestro Sol es el ejemplo más conocido de una enana amarilla.
Se estima que la vida de una enana amarilla es de unos 10.000 millones de años, tiempo que le toma consumir sus reservas de hidrógeno, el combustible principal durante esta etapa. Cuando se acaba dicho elemento, la estrella se expande varias veces su tamaño anterior y pasa a ser una gigante roja. Finalmente, la gigante roja expele sus capas exteriores para convirtirse en una nebulosa planetaria. Su centro, por el contrario, colapsa y se convierte en una densa enana blanca.
En torno al 10% de las estrellas de la Vía Láctea son enanas amarillas.
Enanas rojas es una estrella pequeña y relativamente fría de la secuencia principal, ya sea de tipo espectral K tardío ó M. Estas comprenden la vasta mayoría de las estrellas, siendo sus valores de masa y diámetro inferiores a una tercera parte de los del Sol (por debajo de 0,08 masas solares se denominan enanas marrones) y una temperatura superficial de menos de 3.500 K.
Enanas marrones también denominada enana café, es un objeto de masa subestelar, incapaz, por tanto, de mantener reacciones nucleares continuas de fusión del hidrógeno en su núcleo. Sin embargo, apenas tiene diferenciación química según la profundidad ya que ha sufrido en algún momento de su vida convección desde la superficie hasta su centro a causa de débiles reacciones de fusión de isótopos residuales. El límite superior de masas es relativamente bien conocido estando comprendido entre las 75 y las 80 masas jovianas (MJ), según el grado de metalicidad. Por lo que respecta al límite inferior que las separaría de los gigantes gaseosos más masivos este sería el de unas 13 MJ momento a partir del cual el objeto es capaz de fusionar todo su deuterio. A partir de 65 MJ además de deuterio también queman el litio.
La quema del deuterio se produce en su juventud y es posible debido a su baja temperatura de fusión, unos 100.000K. Dado que el deuterio es un combustible minoritario que desaparece rápidamente dicha reacción no puede sostener el colapso. Las enanas marrones siguen brillando por un tiempo debido al calor residual de las reacciones y a la lenta contracción de la materia que las forma. Las enanas marrones continuarán contrayéndose y enfriándose hasta llegar al equilibrio. Se cree que las enanas marrones son estrellas "fallidas" ya que contienen los mismos materiales que una estrella como el sol, pero con muy poca masa para brillar, son muy parecidas a los planetas gaseosos, no son del todo planetas pero no son del todo estrellas.
Contenido a Desarrollar parte 3:
ResponderEliminarEnanas negras es un astro hipotético resultante del consumo del combustible nuclear de una enana blanca. Sería un cuerpo frío e invisible en el espacio. El universo no tiene la suficiente edad para albergar una de estas estrellas, 13.700 millones de años. Encontrar una estrella de este tipo seria muy difícil, ya que no emite luz y su emisión de energía es indetectable. Una forma sería detectar su campo gravitatorio
Gigantes rojas es una estrella de masa baja o intermedia (menos de 9 masas solares ) que, tras haber consumido el hidrógeno (H) en su núcleo durante su etapa en la secuencia principal, comienza la fusión de ese elemento en una capa a su alrededor. Esto tiene como primer efecto un aumento del volumen de la estrella y un enfriamiento de la superficie, que hace que el color de la estrella se vuelva más rojizo. En esa fase previa a la de gigante roja, la estrella es una subgigante. En un momento dado, la atmósfera de la estrella alcanza un valor crítico de la temperatura que hace que la luminosidad aumente espectacularmente mientras que la estrella se hincha hasta alcanzar un radio cercano a los 100 millones de km: la estrella se ha convertido así en una gigante roja. Se estima que dentro de unos 4-5 millardos de años el Sol llegará a esta condición y devorará Mercurio,y posiblemente Venus y la Tierra.
Gigantes azules es una estrella de tipo espectral O o B y de clase de luminosidad III (gigantes). En el diagrama Hertzsprung-Russell estas estrellas se encuentran en la parte superior izquierda dada su alta luminosidad y su tipo espectral.
Alcanzan magnitudes -5, -6 e incluso mayores. Dada su elevada temperatura superficial -incluso de más de 50.000 Kelvin-, una buena parte de su radiación se emite en la región del ultravioleta del espectro electromagnético y brillan con un color azul, siendo ésa la razón de su nombre. Se encuentran en una fase de corta duración en la cual han terminado la fusión del hidrógeno y están evolucionando hacia una etapa de expansión y enfriamiento que les llevará a convertirse en gigantes rojas. Son estrellas masivas cuya vida es muy corta -del orden de decenas o cientos de millones de años-, y la teoría actual de evolución estelar predice que en la mayor parte de los casos finalizarán su vida como supernovas.
Dada su corta vida comparada con estrellas de menor masa como el Sol, a menudo se las encuentra cerca de nebulosas brillantes y/o formando parte de asociaciones estelares ó cúmulos abiertos.
Las gigantes azules no deben ser confundidas con las supergigantes azules, como Rigel A (β Orionis), ni con las estrellas azules de la secuencia principal, como Régulo A (α Leonis)
Supergigantes rojas se denominan supergigantes rojas a estrellas supergigantes (de clase de luminosidad I) de tipo espectral K o M. Son las estrellas más grandes (en términos de volumen) que se encuentran en el universo, aunque no las más masivas, y como su nombre indica, su superficie posee un color rojizo y ligeramente oscuro.
Las estrellas con más de unas 10 masas solares después de consumir su hidrógeno se transforman en supergigantes rojas durante su etapa de fusión de helio. Estas estrellas no son las más calientes, sino, relativamente, las más frías. A diferencia de las gigantes azules, cuyas temperaturas superficiales varían entre 28.000 y 50.000 K, la de estos astros normalmente oscila entre 3000 y 4000 K. Asimismo, por lo que respecta a su tamaño, son las más grandes y a la vez las más livianas dado que su masa es pequeña con respecto al gran volumen que ellas ocupan, es decir que su densidad es menor que la de las gigantes azules, que son más pequeñas pero más calientes en su superficie. Sin embargo, sus temperaturas internas, en la zona nuclear, alcanzan por lo menos los 600 millones de kelvin en comparación con las pocas decenas de millones de kelvin presentes en el corazón de una estrella gigante azul. Esto se debe a que mientras las primeras fusionan carbono o fases ulteriores en la combustión estelar las gigantes azules fusionan tan solo hidrógeno
Actualmente se conocen varias estrellas de este tipo, siendo las más brillantes Betelgeuse (α Orionis) y Antares (α Scorpii). Se piensa que Betelgeuse está en la etapa final de su evolución estelar y en función de su masa podría convertirse en una supernova. Otras supergigantes rojas, como Mu Cephei, están a tal distancia de la Tierra que su magnitud aparente es significativamente menor, si bien son mucho más luminosas que éstas. Las supergigantes rojas provienen de la evolución de gigantes azules y, dependiendo de la masa de la estrella progenitora, pueden explotar directamente como una supernova o hacerlo pasando tras una fuerte pérdida de masa de nuevo como una gigante azul o incluso como una estrella de Wolf-Rayet, dando lugar a una estrella de neutrones o a un agujero negro.
ResponderEliminarEstructura interna de una estrella
Una estrella se divide en NUCLEO, MANTO y ATMOSFERA.
En el nucleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energia. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte, por Convección o por Radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte mas superficial de las estrellas y la unica que es visible. Se divide en Cromosfera, Fotosfera y Corona Solar.
La atmósfera estelar es la zona mas fria de las estrellas y en ellas se producen los fenomenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una ecepción a lo dicho ya qu ela tempera vuelve a aumentar hasta llegar al millon de grados por lo menos. La temperatura es engañosa, en realidad esta capa es muy poco densa y está formada por Partículas Ionizadas altamente aceleradas por el Campo Magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.
Formación Estelar y Protoestrellas
Las estrellas no son objetos inmutables. Nacen, envejecen y mueren, aunque estos procesos suceden tan lentamente que no son apreciables en escalas de tiempo humanas. El nacimiento de una estrella, por ejemplo, dura varios cientos de miles de años, y empieza cuando una región del medio interestelar se hace lo suficiente densa y masiva como para que la fuerza de la gravedad rompa el equilibrio en que se encontraba. Cuando esto sucede, el material inicia un proceso de contracción que solo termina al crearse una estrella, en cuyo interior la fuerza de la gravedad es equilibrada mediante la producción de energía por reacciones nucleares.
El proceso de formación de una estrella sucede dentro de una nube molecular, que es un objeto extraordinariamente opaco. Es por tanto invisible a nuestros ojos, aunque puede ser estudiado mediante observaciones de la radiación infrarroja y radio. Gracias a este tipo de observaciones, los astrónomos han sido capaces de entender (todavía de forma incompleta) los estadios por los que pasa una estrella al nacer, y reconstruir, por tanto, el nacimiento de nuestro Sol hace casi cinco mil millones de años.
No todas las estrellas nacen aisladas. La mayoría forma parte de parejas o sistemas múltiples, que van desde unos pocos individuos hasta miles de estrellas de distinta masa nacidas de la misma nube molecular. La nebulosa de Orión, por ejemplo, es una de las regiones de formación estelar más cercanas donde podemos ver el proceso de nacimiento casi simultáneo de un grupo de millares de estrellas. Gracias al estudio detallado de estrellas nacidas en distintos entornos seremos algún día capaces de decidir si nuestro Sol nació en un grupo denso como el de la nebulosa de Orión y que finalmente se dispersó, o si por el contrario nació de forma aislada, como lo están haciendo en la actualidad algunas estrellas en la nube molecular de la constelación de Tauro.
Contenido a Desarrollar Parte 4:
ResponderEliminarSe denomina secuencia principal a la región del diagrama de Hertzsprung-Russell en la que se encuentran la mayor parte de las estrellas. Por esta razón, estas estrellas son llamadas de secuencia principal. Las estrellas más frías de esta banda o curva son las enanas rojas, de masa baja, mientras que las estrellas que se ubican hacia las altas temperaturas son las supermasivas gigantes azules. El diagrama H-R es un diagrama estadístico que muestra la temperatura efectiva de la estrellas en función de su luminosidad. Otras regiones del diagrama están ocupadas por estrellas gigantes de corta vida y evolución rápida o por enanas blancas muy estables.
Muerte de una estrella
La mayoría de las estrellas tardan millones de años en morir. Cuando una estrella como el Sol ha consumido todo su combustible de hidrógeno, se expande convirtiéndose en una gigante roja. Puede tener millones de kilómetros de diámetro.
Tras desprenderse de sus capas exteriores, la estrella se comprime y forma una enana blanca muy densa.
Cuando se les acaba el combustible, se dilatan hasta convertirse en supergigantes rojas. Los elementos creados dentro de la supergigante se dispersan por el espacio. Este polvo espacial termina dando origen a otras estrellas y planetas.
Evolución estelar
Se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia.
La evolución de una estrella y la duración de su vida depende de su masa y su composición química. Sin embargo, se puede afirmar que, en general, las diferentes fases de evolución son casi las mismas para todas las estrellas, mientras que cambia la duración de cada uno de los estadios en cuanto que la vida es mucho más breve para una estrella de gran masa que para una pequeña.
Un púlsar es una estrella de neutrones que emite radiación periódica. Los púlsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el periodo de rotación del objeto.
Las estrellas de neutrones pueden girar sobre sí mismas hasta varios cientos de veces por segundo; un punto de su superficie puede estar moviéndose a velocidades de hasta 70.000 km/s.
El efecto combinado de la enorme densidad de estas estrellas con su intensísimo campo magnético causa que las partículas que se acercan a la estrella desde el exterior, se aceleren a velocidades extremas y realicen espirales cerradísimas hacia los polos magnéticos de la estrella. Por ello, los polos magnéticos de una estrella de neutrones son lugares de actividad muy intensa. Emiten chorros de radiación en el rango del radio, rayos X o rayos gamma, como si fueran cañones de radiación electromagnética muy intensa y muy colimada.
Por razones aún no muy bien entendidas, los polos magnéticos de muchas estrellas de neutrones no están sobre el eje de rotación. El resultado es que los «cañones de radiación» de los polos magnéticos no apuntan siempre en la misma dirección, sino que rotan con la estrella.
Es posible entonces que, mirando hacia un punto determinado del firmamento, recibamos un «chorro» de rayos X durante un instante. El chorro aparece cuando el polo magnético de la estrella mira hacia la Tierra, deja de apuntarnos una milésima de segundo después debido a la rotación, y aparece de nuevo cuando el mismo polo vuelve a apuntar hacia la Tierra. Lo que percibimos entonces desde ese punto del cielo son pulsos de radiación con un periodo muy exacto, que se repiten una y otra vez cuando el chorro se orienta hacia nuestro planeta. Por eso, este tipo de estrellas de neutrones «pulsantes» se denominan púlsares. Si la estrella está orientada de manera adecuada, podemos detectarla y analizar su velocidad de rotación. El periodo de la pulsación de estos objetos lógicamente aumenta cuando disminuye su velocidad de rotación.
Contenido a desarrollar parte 5:
ResponderEliminarREACCIONES NUCLEARES
FUSION
La fusión nuclear es un proceso, una reacción en la cual dos núcleos ligeros se unen para formar un núcleo más pesado , esta se basa en la energía que se libera de la unión de éstos. Para que la fusión pueda ser lograda es necesario romper, pasar, vencer la repulsión electrostática entre dos núcleos cargados igualitariamente y para vencer la repulsión electrostática son necesarias temperaturas de millones de grados , con este calor se forma un nuevos estado de la materia el plasma.
Ciclo protón-protón: La cadena protón-protón es una de las dos reacciones de fusión que se producen en las estrellas para convertir el hidrógeno en helio, el otro proceso conocido es el ciclo CNO. Las cadenas protón-protón son más importantes en estrellas del tamaño del Sol o menores. El balance global del proceso es el equivalente de unir cuatro nucleones y dos electrones para formar un núcleo de helio-4 (2 protones + 2 neutrones).
Reacciones de las cadenas pp
El primer paso conduce a la fusión de dos núcleos de hidrógeno ¹H (protones) a deuterio ²H, liberando un positrón y un neutrino al transformar un protón en un neutrón.
¹H + ¹H → ²H + e+ + νe (τ ~ 7•109 años) <-- Tiempo limitante
los neutrinos liberados en esta reacción portan energías por debajo de los 0,42 MeV.
Este primer paso es muy lento porque depende de la interacción débil para convertir un protón en un neutrón. De hecho es el paso más lento de todas las cadenas pp por lo que recibe el nombre reacción limitante ya que es el que dicta el ritmo de toda la cadena protón-núcleo.
El positrón resultante de dicha reacción se aniquila inmediatamente con un electrón y su masa se convierte en energía liberada a través de dos fotones gamma.
e+ + e− → 2γ + 1.02 MeV
Tras esta reacción el deuterio producido en el primer paso se puede fusionar con otro hidrógeno para producir un isótopo ligero de helio ³He:
²H + ¹H → ³He + γ + 5.49 MeV (τ ~ 1,4 segundos)
A partir de este punto la reacción se subdivide en tres ramas diferentes que desembocan todas en la generación de un núcleo 4He. En la pp1 el helio-4 se produce por la fusión de dos núcleos de helio-3; las otras dos ramas, pp2 y pp3 requieren del helio-4 previamente producido en la pp1, ambas cadenas surgen de los dos caminos que el berilio-7 puede tomar. En el Sol, la cadena pp1 se da con una frecuencia del 91%, la pp2 con el 9% y la pp3 es la más infrecuente con un 0.1% de ocurrencia.
La cadena pp I
³He +³He → 4He + ¹H + ¹H + 12.86 MeV (τ ~ 2,4•105 años)
La energía de la cadena de reacciones ppI al completo arroja un balance de 26,7 MeV netos. La cadena pp I es dominante a temperaturas de 10 a 14 megakelvins (MK). Por debajo de 10 MK, la cadena PP1 no produce mucho 4He.
La cadena pp II
³He + 4He → 7Be + γ 7Be + e− → 7Li + νe 7Li + ¹H → 4He + 4He
La cadena pp II es dominante a temperaturas de 14 a 23 MK.
El 90% de los neutrinos producidos en la reacción 7Be(e−,νe)7Li* tienen una energía de 0.861 MeV, mientras que un 10% saldrán con 0.383 MeV (dependiendo de si el litio-7 está en estado excitado o no).
La cadena pp III
³He + 4He → 7Be + γ 7Be + ¹H → 8B + γ 8B → 8Be + e+ + νe 8Be ↔ 4He + 4He
La cadena pp III es dominante si las temperaturas exceden los 23 MK.
Esta cadena no es la principal fuente de energía del Sol debido a que las temperaturas de su núcleo aun no son los suficientemente altasLa cadena pp IV o Hep
Hep significa (helio-protón) En este caso el helio-3 reacciona directamente con un protón para dar helio-4
³He + ¹H → 4He + νe + e+
Energía liberada
Si se compara la masa del átomo de helio-4 final con la masa de los cuatro protones iniciales, se ve que 0,007 o 0,7% de la masa original se perdió. Esta masa se convirtió en energía, en forma de rayos gama y neutrinos lanzados durante las reacciones individuales. La energía neta liberada por la cadena completa es de 26,73 MeV.