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Unidad 2: Nuestro lugar en el Universo
2.2. Formación de estrellas y sistemas solares
Vida de una estrellaVida de una estrella
¿Qué es una estrella?
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 energía emitida.
Energía
4 protones
1 núcleo de He
(2 protones + 2 neutrones)
Obtención de energía:
∆ E = ∆ m·c2
Presión de radiación
Gravedad
Vida de una estrella Vida de una estrella -- NacimientoNacimiento
Actúan fuerzas opuestas:
Dispersión y contracción
Vida de una estrella Vida de una estrella -- NacimientoNacimiento
Si las fuerzas de dispersión > Fuerzas de contracción:
La nube de gas y polvo se deshace totalmente
Si las fuerzas de dispersión < Fuerzas de contracción:
Colapso gravitatorio ProtoestrellaMillones de años
Colapso gravitatorioColapso gravitatorio
1. Caída de la materia hacia el núcleo
2. Aumento de choques entre las partículas
3. Aumento de presión y temperatura
4. La energía gravitatoria se transforma en energía interna y
radiación
5. La radiación provoca la luminosidad propia de la estrella
1. Cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza de
nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar.
2. El hidrógeno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la
estrella reaccionan entre sí. De nuevo se libera energía y la contracción
se detiene.
3. Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se
reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el
hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas gracias a la
acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear
es característica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta
que se consume todo el hidrógeno que hay.
4. El proceso puede durar 10.000 millones de años
Vida de una estrella Vida de una estrella -- EvoluciEvoluci óónn
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 5 000 000 000 años y quema en cada segundo unos 500 millones de toneladas de H
Tamaño de la Tierra
Secuencia principal de
unaestrella
Vida de una estrella Vida de una estrella -- EvoluciEvoluci óónn
120 MSol 15 RSol
T = 50 000 C
12 MSol 8 RSol
T = 30 000 C
2.5 MSol 2.5 RSol
T = 9500 C
1.5 MSol 1.5 RSol
T = 7000 C
1 MSol 1 RSol
T = 6 000 C
0.7 MSol 0.7 RSol
T = 5000 C
0.5 MSol 0.6 RSol
T = 3500 C
M < 0.08 MSol límite subestelar
Enanas marrones
Propiedades de la secuencia principal de una estrella
El núcleo se contrae
Las capas exteriores se expanden
Fase de gigante roja
Vida de una estrella
Núcleo de He
Capa de H en ignición
Capa de H inerte
Estrellas de tipo solar
Vida de una estrella - Muerte
Núcleo de C y O
Capa de H inerte
Capa de He en ignición
Capa de H en ignición
El núcleo de He hace ignición, generando C y O
Estrella con estructura de “cebolla”. En cada capa predomina un elemento y proceso
Depende de la masa de la estrella.
Hay dos posibilidades:
1. Masa < 1,4 masa solar La estrella se enfría y palidece.
2. Masa > 4-8 masa solar Continúa la fusión de elementos
Cada vez que se agote un elemento se vuelve a producir
una contracción, hasta que concluya con la fusión de
átomos de hierro, que provoca un colapso brusco:
IMPLOSIÓN
ebolla”.
En
cada
capa
pred
Vida de una estrella - Muerte
“cebolla”.
En
cada
capa
pr
IMPLOSIÓN
Aumento de densidad
Efecto rebote
Formación de onda de choque
Explosión muy violenta
Supernova
De estrella a Agujero Negro
� Masa mucho mayor que el Sol:� Evolución más rápida del nacimiento hasta la
explosión de una supernova (pocos millones de años).
� Los restos de la estrella pueden ser una estrella de neutrones.
� Si la estrella de neutrones es mayor de un determinado límite se contrae hasta que se convierten en un agujero negro, del que no puede escapar ninguna radiación.
Un esquema de la evolución estelar
Contracción Secuencia principal
Gigante roja
Nebulosa planetaria
Enana blanca
Supergigante
Supernova
Estrella de neutrones
o
agujero negro
0.75 MSol < M < 5 MSol
M > 5 MSol
M* < 1.4 MSol
Formación de un sistema solar
� Condensación gravitatoria de una nube de gas y polvo en rotación (proceso activado por una explosión de supernova próxima.
� La mayor parte de la materia se acumuló en el centro dando lugar al sol
� Se van definiendo agrupaciones de partículas que aumentaban su tamaño por gravedad recogiendo en cada giro más materiales.
Formación de un sistema solar
� También había muchas colisiones. � Millones de objetos se acercaban y se unían o chocaban con
violencia y se partían en trozos. � Los encuentros constructivos predominaron y, en sólo 100
millones de años, adquirió un aspecto semejante al actual.� Después cada cuerpo continuó su propia evolución.
Formación de un sistema solar
El sistema solarEl sistema solar
•Los planetas tienen un movimiento de traslación alrededor del sol.
•Giran en un plano: La eclíptica
•Sentido de giro: Sentido directo (contrario a las agujas del reloj)
•Los planetas tienen rotación: (sentido directo salvo Venus y Urano)
•El sol supone el 99,85% de la masa del sistema solar
