muerte de las estrellas 1º bach corregido

1. Muerte de las
estrellas
Por Raúl Alvite Pazó, 1º BACH B

2. Índice
1. Introdución
1.1-6 Diapositivas → 3-8
2. Muerte de las estrellas
2.1-4.X Diapositivas → 9-26
3. Conclusión → Diapositiva 27
4. Bibliografía → Diapositiva 28

3. 1.1 Introducción
¿Qué son las estrellas?
Una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz
propia.

4. 1.2 Introducción
Su forma:
Mantiene su forma gracias a un equilibrio entre fuerzas:
- Gravedad (hacia dentro)
- Presión (hacia fuera)

5. 1.3 Introducción
Las estrellas emiten 3 formas de energía hacia
el espacio.
● Radiación electromagnética
● Neutrinos
● Viento estelar

6. 1.4 Introducción
La masa de las estrellas varía entre 0,08 y 200
masas solares (Msol).
Su masa tendrá una gran importancia en la
muerte de la estrella.

7. 1.5 Introducción
Luminosidad: es una propiedad que las
caracteriza
L es la luminosidad, sigma la constante de StefanBoltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.

8. 1.6 Introducción
La edad de la mayoría de las
estrellas está entre 1000 y 10000
millones de años.
Estrella más antigua: HE 1523-0901 con
13200 millones de años

9. 2. Muerte de las estrellas
●
●
●
●
Detenimiento de las reacciones nucleares.
Comienzo de la fusión en capas externas.
Diferentes fenómenos en la estrella
Colapso

10. 2.1 Procesos de muerte de las
estrellas según su masa
Rango de masas
Masa baja:
Masa intermedia:
Fases evolutivas
M
0,5 MSol
0,5 MSol
PSP
SP
SubG
GR
M
9 MSol
PSP
SP
SubG
GR
Destino final
¿NP?+EB
AR/R
RAG
NP+EB
H
Masa elevada:
9 MSol
M
Masa muy
30 MSol
M
elevada:
30 MSol
PSP
SP
SGAz
SGAm
SGR
SN+EN
PSP
SP
SGAz/WR
VLA
WR
SN/BRG+AN

11. 2.1.1 Magnitudes de las que dependen
● Metalicidad.
● Velocidad de
rotación.
● Presencia de
compañeras.

12. 2.2 Estrellas de masa baja e
intermedia ( M < 9 MSol )
Presenta varias fases, que designaré con números:
1. Fase de subgigante
2. Fase de Gigante Roja
3. Fase de apelotonamiento rojo (AR) o de la rama
horizontal (RH)
4. Fase de la rama asintótica de las gigantes (RAG)

13. 2.2.1 Fase 1
- Se agota el hidrógeno en el núcleo y se quema en una
cáscara alrededor de este.
- La estrella se hincha y su superficie enfría, quedando en
una fase intermedia entre secuencia principal y gigante
roja.

14. 2.2.2 Fase 2
- Cuando la temperatura de la subgigante baja
aún más, la estrella aumenta su tamaño (r=
100 millones km) y mucho su luminosidad.
Se convierte en
una Gigante Roja

15. 2.2.2 Fase 2
La energía de la Gigante Roja deriva del mismo proceso
que el de la subgigante. Esta fase termina cuando el helio
se enciende o se fusiona por el proceso triple-alfa.

16. 2.2.3 Fase 3
Al iniciarse el proceso
triple-alfa:
- El tamaño y luminosidad
de la estrella disminuyen.
- Influye la metalicidad.
- El núcleo se vuelve más
denso y se llega a 108 K.

17. 2.2.4 Fase 4
- Se da por agotamiento del
helio
- La estrella comienza a
quemarlo en capa.
- Aumento de tamaño y
luminosidad, descenso de
temperatura.

18. 2.2.5 Muerte de la estrella y remanente
- Nebulosa planetaria y deja una Enana
Blanca.
- Núcleo desnudo de la estrella
- Temperaturas muy altas
- Ionización

19. 2.3 Estrellas de masa elevada ( 9 MSol < M < 30
MSol )
Presentan fases diferentes a las anteriores,
debido a:
- Las temperaturas
- La luminosidad
- Las pérdidas de masa

20. 2.3.1 Fase 1 - SGAz y SGAm
- Se produce al acabar de quemar o fusionar
hidrógeno.
- Descenso de las temperaturas.

21. 2.3.2 Fase 2 - SGR
- Forman las estrellas más grandes (en tamaño) del
Universo.
- Grandes pérdidas de masa.

22. 2.3.3 Muerte de la estrella y remanente
Supernova de colapso gravitatorio, dejando
como remanente una estrella de neutrones.
Supernova
de Kepler

23. 2.4 Estrellas de masa muy elevada ( M > 30
MSol )
Diferencias con el rango de masas anterior:
- Tasas de pérdida de masa
- Remanente

24. 2.4.1 Fase 1 (VLA)
Variable luminosa azul:
- Agotan hidrógeno → 1. SGAz 2. VLA

25. 2.4.2 Fase 2 (WR)
- Pérdida de masa y de capas
- Diferencia de masa con el estado inicial
enorme.
Imagen de una estrella Wolfrayet y de la nebulosa que la
rodea.

26. 2.4.3 Muerte de la estrella y remanente
- Se agota el
combustible nuclear y
se produce un brote de
rayos gamma, dejando
un agujero negro.
- Varias posibilidades
según la metalicidad.
Representación artística de
un brote de rayos gamma

27. 3. Conclusión
Las estrellas pueden morir de diferentes
formas que ahora conocemos, dando lugar a
distintos fenómenos en el espacio.
FIN DEL TRABAJO

28. 4. Bibliografía
● http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella (modificada por última vez el
10/11/13 a las 23:57)
● http://es.wikipedia.org/wiki/Evoluci%C3%B3n_estelar (modificada por
última vez el 7/6/13 a las 21:59)
● http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_neutrones (modificada por
última vez el 7/9/13 a las 18:18)
● http://es.wikipedia.org/wiki/Supernova (modificada por última vez el
10/10/13 a las 21:30)
● Google imágenes (https://www.google.es/imghp?
hl=es&tab=wi&ei=gVuBUsW9H-WX1AXb0oBg&ved=0CAQQqi4oAg)