Este documento describe las etapas finales de la evolución y muerte de estrellas livianas con menos de 8 masas solares. Explica que estas estrellas pasan por etapas de gigante roja y gigante naranja antes de expulsar sus envolturas y dejar como residuo una enana blanca muy caliente y densa compuesta principalmente de helio, carbono y oxígeno. El documento valida este modelo comparando las propiedades teóricas de las enanas blancas con las observaciones de objetos centrales en nebulosas planetarias
2. Definamos:
Vejez Estelar: salida de secuencia principal, fin
de fusión de Hidrógeno, crisis energética
estelar, modificación importante de las
propiedades estelares.
Muerte Estelar: desaparición de la estrella
como tal, explosión o desmembramiento por
procesos violentos, formación de residuos,
contaminación del MI.
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4. Como hemos visto hasta aquí detalles evolución
estelar…...dependen de la masa de las estrellas
En nuestra descripción , haremos distinción entre
la historia de estrellas liviana y estrellas masivas
De acuerdo a los resultados de la teoría de
evolución estelar:
• Estrellas 'Livianas' = M < 8 Msol
(Ej. Rigel kentauris (alfa centauri), Capella, Sirio, Sol,
etc.)
• Estrellas 'Masivas' = M > 8 Msol
(Ej. Spica, Betelgeuse, Rigel, etc.)
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5. Vejez y muerte de estrellas livianas (< 8 Msol)
➢ Durante la madurez de la estrella...
... fusión de H en el núcleo
➢ Al pasar el tiempo H se consume y el núcleo se
va enriqueciendo en Helio...
... Núcleo colapsa un poco para compensar
reducción en el combustible y aumenta su
luminosidad levemente
➢ Cuando Hidrógeno en el núcleo no es suficiente
núcleo de la estrella se vuelve masa muy caliente
e inerte de Helio...
...salida de la secuencia principal comienza la vejez
de la estrella!
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6. ➢ La contracción del núcleo durante la etapa de
secuencia principal...
... calienta lo suficiente la envoltura
nuclear como para iniciar la fusión del
Hidrógeno allí!
Fusión Hidrógeno en capa
➢ Durante esta etapa...
• Estrella mantiene una luminosidad casi constante...
• Pero su tamaño crece levemente...
Temperatura se reduce, la estrella se vuelve más roja!
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7. ➢ En el diagrama HR:
...decimos que la estrella pasa por la etapa de
sub gigante...
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8. ➢ Estrella sigue creciendo por unos cientos de
millones de años
➢ Cuando se vuelto lo
suficientemente fría...
... su envoltura se vuelve muy
opaca y la energía en su interior
se transporta completamente
por convección...
➢ En el diagrama HR...
...Se dice que la estrella ha llegado a una Hayashi-track...
La estrella se infla muy “rápidamente”
GIGANTE ROJA
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9. ➢ Entre tanto la temperatura del núcleo ha
seguido creciendo
➢ Después de unos 100 millones de años...
... el núcleo de estrellas M > 0.2 Msol, alcanza
temperaturas suficientes (100 millones de
grados) para la fusión del Helio!
➢ La fusión de Helio se realiza a través del
procesos triple- alfa:
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10. ➢ El inicio de esta nueva fase produce cambios importantes en
la estructura de la estrella...
• Fusión incrementa súbitamente la presión del núcleo
• El núcleo se infla y la presión sobre la envoltura disminuye
• La envoltura se contrae y calienta...
La estrella desciende nuevamente!
GIGANTE NARANJA
➢ El Helio se consume mucho más rápidamente que el
Hidrógeno (unas decenas de millones de años!)...
El núcleo rápidamente se enriquece en C y O
➢ Evolución en esta etapa es parecida a la etapa de fusión de
Hidrógeno en capa!...
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12. Tenemos alguna prueba de que esto realmente
ocurre??...
...Diagrama HR de cúmulos estelares
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13. Pero la fusión de Helio en estrellas livianas no
ocurre de manera tranquila...
A densidades MUY GRANDES (ρ > 1 millón de g/cc)...
...Plasma esta en un estado peculiar...
DEGENERACIÓN ELECTRÓNICA
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14. Electrones en un plasma normal Electrones en un plasma degenerado
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15. ➢ en ese estado variables termodinámicas no
se relacionan de la manera común...
➢ A densidades “normales”
P ~ ρ T
➢ Un incremento en la temperatura produce
INMEDIATAMENTE un incremento en la presión:
válvula de escape para el plasma!
➢ En plasma degenerado:
P ~ ρ
➢ Presión sólo depende del número de
electrones que llenan todos los niveles
inferiores!
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16. ➢ En estas condiciones un incremento de la
temperatura...
...no tiene efecto sobre la presión!
➢ Fusión del Helio puede ocurrir en estrellas
livianas de forma explosiva!!
➢ Fusión 'explosiva' del Helio : Flashes del
Helio
• Se producen al final de la vida de las estrellas
livianas
• Conduce a la expulsión de la envoltura de la
estrella!
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17. ➢ El resultado...
• La estrella pierde lentamente su envoltura...
NEBULOSA PLANETARIA
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18. ➢ Pero es cierta esta historia?...
• La expulsión de la envoltura deja al descubierto los
restos del núcleo de la estrella...
• Un objeto muy compacto, R ~ 10,000 km
• Muy denso: 10-20% de la masa de la estrella
• Rico en Helio, Carbono y Oxigeno
• Muy caliente T = 10,000 – 50,000 K
• Hecho de un plasma inerte y degenerado
ENANA BLANCA
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19. ➢ Todas las nebulosas planetarias contienen objetos
de estas características en su centro!...
Confirmación de la historia anterior!
• Propiedades de enana blanca confirmadas por la
que se conoce como “relación masa radio”
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