2. SEMILLERO DE ASTRONOMÍA 2012
Una vez protoestrella [energía por materia
cayendo, fusión de deuterio] se convierte en
estrella [masa constante, fusión de hidrógeno]
Objeto completamente estable (mecánicamente y
energéticamente)
Estrella tiene ahora muchísimo Hidrógeno
para consumir: típicamente dispone del 10% de
su Hidrógeno total
Suficiente para asegurar estabilidad por un
enorme cantidad de tiempo
3. SEMILLERO DE ASTRONOMÍA 2012
Ej.
Sol. MH = 10% x 75% Msol ∼ 1029 kg
Consumo : 1038 reacciones/s = 4x1038 reacciones/s =
=1012 kg/s ∼ 1019 kg/año
Duración: 1029 kg / 1019 kg/año ∼ 1010 años
(10 mil millones de años)
➢ Si comparamos este valor con el tiempo que paso en la
etapa pre secuencia principal (140 m.a.)...
...Una estrella pasa la mayor parte de su vida en esta etapa
MADUREZ ESTELAR
NOTA:
Esto explica porque mayoría de estrellas en Secuencia
Principal
4. SEMILLERO DE ASTRONOMÍA 2012
Duración vida estrella ≈Duración madurez estrella
➢ En general para cualquier estrella...
... ¿de qué depende la duración de la etapa de madurez
y por tanto la duración de la vida de la estrella?
➢ Por lo visto:
t ∼ Masa / Luminosidad
➢ pero entonces ...
M grande → t grande
L grande → t pequeño
➢ ... pero ... ¿M grande no implica L grande también?
... SÍ
5. SEMILLERO DE ASTRONOMÍA 2012
• Para estrellas de la secuencia principal existe una correlación
demostrada entre su masa y luminosidad...
Relación masa luminosidad
• En un diagrama logarítmico:
log(L/Lsol) = p log(M/Msol) + C
• Donde p es la pendiente : Medidas ... p = 3.92
6. SEMILLERO DE ASTRONOMÍA 2012
➢ Teniendo en cuenta entonces:
L ∼ M4 (relación masa-luminosidad)
t ∼ M / M4
t ∼ 1 / M3
➢ Conclusión:
Estrellas masivas viven un tiempo más corto
7. SEMILLERO DE ASTRONOMÍA 2012
➢ En detalle...
t = tsol (Msol/ M)3
NOTA:
Esta es la razón por la que observación de
estrella azul y luminosa...
...Estrella que nació hace “poco” tiempo
Ej.
tsol = 10,200 millones de años (simulaciones detalladas)
MSirio ∼ 2.2 Msol, t ∼ 900 millones años
MSpica ∼ 15 Msol, t ∼ 3 millones años
➢ Pero este es un modelo análitico muy simplificado...
8. SEMILLERO DE ASTRONOMÍA 2012
➢ Simulando en detalle el proceso de evolución de
fusión de Hidrógeno en estrellas de distinta masa...
9. SEMILLERO DE ASTRONOMÍA 2012
➢ Aunque estrellas fusionan Hidrógeno muy estables...
posición en diagrama H-R parece no cambiar durante
madurez
➢ Cambios lentos se producen durante madurez:
✔ luminosidad y temperatura cambian levemente
✔ Posición en diagrama H-R cambia levemente
➢ Explicación:
✔ Agotamiento de Hidrógeno
✔ Compresión núcleo
✔ aumento luminosidad núcleo
✔ Aumento luminosidad estrella
11. SEMILLERO DE ASTRONOMÍA 2012
Ej.
Sol hoy 70% menos luminoso que Sol hace
4,500 millones años
➢ En el diagrama H-R:
Ascenso desde secuencia principal
NOTA:
Este efecto explica por qué secuencia principal
no línea delgada sino BANDA
![SEMILLERO DE ASTRONOMÍA 2012
Una vez protoestrella [energía por materia
cayendo, fusión de deuterio] se convierte en
estrella [masa constante, fusión de hidrógeno]
Objeto completamente estable (mecánicamente y
energéticamente)
Estrella tiene ahora muchísimo Hidrógeno
para consumir: típicamente dispone del 10% de
su Hidrógeno total
Suficiente para asegurar estabilidad por un
enorme cantidad de tiempo](data:image/gif;base64,R0lGODlhAQABAIAAAAAAAP///yH5BAEAAAAALAAAAAABAAEAAAIBRAA7)