Las estrellas

4,112 views
3,874 views

Published on

Presentación sobre las estrellas de la Prof. Eliane Nandín (San José, Uruguay)

Published in: Education, Travel
1 Comment
1 Like
Statistics
Notes
  • Que recuerdos!! Muy buena presentación...
    Maximiliano Deniz....
       Reply 
    Are you sure you want to  Yes  No
    Your message goes here
No Downloads
Views
Total views
4,112
On SlideShare
0
From Embeds
0
Number of Embeds
106
Actions
Shares
0
Downloads
88
Comments
1
Likes
1
Embeds 0
No embeds

No notes for slide

Las estrellas

  1. 1. LAS ESTRELLAS
  2. 2. EL DIAGRAMA H-R. • A comienzos del s. XX, HERTZSPRUNG y RUSSELL, trabajando independientemente, realizaron una especie de “censo estelar”, que clasificaba a las estrellas por su temperatura y por su brillo intrínseco. • La gráfica donde se relacionaban la MAGNITUD ABSOLUTA (luminosidad) con el TIPO ESPECTRAL (temperatura), demuestra que las estrellas quedan distribuidas en cuatro grandes grupos, muy diferentes entre sí.
  3. 3. • En el eje de las abscisas se colocan los tipos espectrales ordenados por temperaturas decrecientes, o sea que las estrellas más calientes, “violáceas” quedan sobre la izquierda, mientras que las más frías, “rojizas” están sobre la derecha. • En el eje de las ordenadas se representan las MAGNITUDES ABSOLUTAS, también en orden decreciente,de abajo hacia arriba, por lo cual las estrellas más brillantes intrínsecamente, las de mayor luminosidad, quedan en la parte superior del diagrama, y obviamente las menos brillantes y de menor luminosidad en la parte inferior.
  4. 4. • Más del 90% de las estrellas “censadas” se ubica en una franja diagonal, llamada SECUENCIA PRINCIPAL, que se extiende desde el extremo superior izquierdo al inferior derecho. Cuanto mayor es la temperatura de la estrella, mayor es la luminosidad. • El SOL es una estrella que pertenece a la SECUENCIA PRINCIPAL, por lo tanto las estrellas cercanas en el mismo gráfico, tienen radios similares a ella.
  5. 5. • Si analizamos los dos grupos que quedaron en la parte superior derecha, deducimos que son estrellas de bajas temperaturas superficiales, pero sin embargo de mucha luminosidad, por lo cual asociando la ley de Stefan, concluimos que tienen superficies muy grandes, las denominamos GIGANTES ROJAS Y SUPERGIGANTES ROJAS • Tienen RADIOS decenas de veces mayores al del Sol (700.000 Km), caso de gigantes rojas, ej.Aldebarán; las supergigantes radios centenares de veces mayor al Sol, ej Betelgeuse y Antares
  6. 6. • El grupo que aparece abajo a la izquierda, fuera de la Secuencia Principal, son estrellas de alta temperatura pero de poca luminosidad, por lo cual deducimos que deben tener superficies reducidas, se las denomina ENANAS BLANCAS. • Tienen radios de unos pocos miles de km y su tamaño es similar al de nuestro planeta. Debido a su baja luminosidad ninguna de ellas es visible a simple vista.
  7. 7. • Las estrellas que están en la Secuencia Principal, pero pertenecen a los tipos espectrales O,B yA tienen radios más grandes que el Sol, generalmente se las reconoce como GIGANTES AZULES.
  8. 8. • Las estrellas que se encuentran en la Secuencia Principal y pertenecen a los tipos espectrales K y M, tienen menor volumen que el Sol, generalmente las reconocemos como ENANAS ROJAS.
  9. 9. LAS ESTRELLAS NACEN EN LAS NEBULOSAS • La acción de la CONTRACCIÓN GRAVITATORIA en las regiones más densas de las nebulosas, origina a las estrellas. La fuerza de gravedad hace que los átomos y las moléculas sean atraídos hacia el interior. En la medida en la que aumenta la masa, el gas se comprime y aumenta su temperatura. Como resultado, esa parte de la nebulosa se fragmenta del resto y la PROTOESTRELLA empieza a rotar lentamente.
  10. 10. ALGUNAS ACLARACIONES… ALGUNAS CURIOSIDADES • LAS ESTRELLAS DE LA SECUENCIA PRINCIPAL ESTÁN EN EQUILIBRIO. Recordemos que las estrellas emiten radiación gracias a la FUSIÓN NUCLEAR que transforma el H en He, en su interior. Esa energía resultante genera la presión de radiación, y entonces la estrella alcanza el equilibrio hidrostático. Concluyendo, el equilibrio se mantendrá mientras la estrella tenga H para fusionar, dependiendo de su masa.
  11. 11. • Cuando se agota el H del núcleo, éste deja de generar energía, el equilibrio se rompe y la estrella se contrae bajo su propio peso. El aumento de la temperatura en el interior, por efecto de la contracción, origina la fusión del H en las “capas que rodean al núcleo”. La energía total emitida por la estrella aumenta, y las capas externas se expanden y se enfrían, convirtiéndose en GIGANTE ROJA. Cuando en el núcleo la temperatura alcanza los 100 millones de grados !!!!! El He comienza a fusionarse en Carbono. Se restablece el equilibrio hidrostático por pocos años, ej para el Sol, 100 millones de años
  12. 12. • Pero en esa GIGANTE ROJA, el He del núcleo también se agotará, con una nueva contracción y aumento de temperatura. Las capas cercanas fusionarán el He en C, y las de más afuera fusionarán el H en He. Como vemos estaremos frente a una estrella bastante más compleja en su interior, y el total de energía producida “EMPUJARÁ” a las capas externas, aumentando aún más el tamaño. Ahora el núcleo compuesto por carbono se contraerá pero no alcanzará la temperatura necesaria para fusiones nucleares. Estaremos frente a una SUPERGIGANTE.
  13. 13. EL FINAL DE UNA ESTRELLA DEPENDE DE SU MASA. • Cuando el núcleo de la gigante o supergigante deja de generar energía, COLAPSA por última vez. El final de esta enorme contracción depende de la masa que posea la estrella “agonizante”: masas solares estado previo final masa menos de 1,4 nebulosa anular enana blanca “ entre 1,4 y 3 posible supernova estrella de neutrones-púlsar “ más de 3 supernova agujero negro
  14. 14. LAS ENANAS BLANCAS SON ESTRELLAS DENSAS • Si la masa de la estrella “agonizante” es menor a 1,4 veces la masa que tiene el Sol, se convierte en una ENANA BLANCA. La contracción del núcleo se detiene cuando las partículas subatómicas están tan juntas entre sí, que la gravedad no puede comprimir más la materia. Las capas exteriores de la estrella se desprenden al espacio y originan una NEBULOSA ANULAR que se disipará en el medio interestelar. ¡¡¡La densidad de la enana blanca puede ser de 1 ton/cm3!!!!!
  15. 15. LAS ESTRELLAS MASIVAS SE TRANSFORMAN EN SUPERNOVAS • Las estrellas con más de 1,4 masas solares contraen su núcleo y elevan la temperatura hasta comenzar las reacciones nucleares que transforman al C en elementos cada vez más pesados, incluyendo el Fe. Cuando la estrella no puede generar más energía, se produce una reacción que la absorbe del núcleo, y la estrella IMPLOTA, se derrumba sobre sí misma, se destruye en una tremenda explosión, llamada SUPERNOVA.
  16. 16. • Generalmente más de la mitad del gas de la estrella se expulsa en todas direcciones, a velocidades de miles de km por segundo !!!! Y en uno o dos meses libera toda la energía que le queda en su interior. • En la explosión, los elementos químicos pesados que se transformaron en su interior, se distribuyen en el espacio circundante, contaminando el espacio interestelar.
  17. 17. LAS ESTRELLAS DE NEUTRONES ROTAN A ENORMES VELOCIDADES • Cuando las estrellas poseen entre 1,4 y 3 veces la masa solar, se transforman en ESTRELLAS DE NEUTRONES O PULSARES. En el núcleo de una estrella que estalló en supernova, los electrones se mueven a una velocidad enorme y chocan contra los protones, fusionándose y originando neutrones. Cuando la presión de la masa neutrónica residual se equilibra con la fuerza de gravedad, el colapso se detiene.
  18. 18. • Las estrellas de neutrones tienen aproximadamente 10 km de radio !!!!! Y una densidad de 1000 millones de ton/cm3 !!!!!! A medida que la estrella se contrae, aumenta la densidad del campo magnético y la velocidad de rotación. Generalmente emiten ONDAS DE RADIO que escapan al espacio en forma de un haz cónico que se reciben desde la Tierra como pulsos de radiación intermitentes y de una periodicidad perfecta, pero del orden de centésimas de segundo!!! (como si fuera la luz de un faro).
  19. 19. UN AGUJERO NEGRO ES EL RESTO DE UNA ESTRELLA MASIVA. • Si la materia residual de una supernova supera las 3 masas solares, no existe ninguna fuerza que pueda contrarrestar a la gravedad, entonces el núcleo se derrumba totalmente sobre sí mismo, transformándose en un AGUJERO NEGRO. Estos son cuerpos con un volumen tan pequeño que la velocidad de escape supera a la velocidad de la luz. Como desde la Tierra no se recibe ninguna radiación, se vuelve un cuerpo absolutamente negro para la observación
  20. 20. • Se denomina HORIZONTE DE SUCESOS al límite entre este cuerpo y el espacio exterior a él, desconociéndose qué condiciones tiene la materia residual dentro del mismo. Los agujeros negros se pueden individualizar si tienen una estrella cercana. Hay estrellas que giran alrededor de un cuerpo que nos observa. Al calcular la masa del cuerpo “invisible” se comprueba que allí existe un agujero negro con más de 3 masas solares, que le “roba” parte de su masa, la cual antes de caer en su interior, emite una gran cantidad de rayos X.
  21. 21. • Cygnus X1 es una potente fuente de rayos X porque un agujero negro le quita gas a una estrella cercana. Antes de atravesar el horizonte de sucesos, la materia rodea la estrella y se calienta, emitiendo una gran cantidad de rayos X.

×