Este documento resume la formación y evolución de las estrellas y galaxias. Brevemente: 1) Las galaxias se clasifican en elípticas, espirales e irregulares. 2) Las estrellas nacen cuando nubes de gas y polvo colapsan bajo su propia gravedad y se fragmentan en estrellas individuales. 3) Las estrellas brillan mediante reacciones nucleares de fusión, como la cadena protón-protón, que convierten hidrógeno en helio, liberando energía durante miles de millones

1. GALAXIAS
• Clasificación debida a Edwin Hubble (1925)
Elípticas
(tipo E)
Irregulares
Espirales
(tipo S)
Lenticulares
(híbridas)
http://www.physics.sjsu.edu/tomley/GalaxySim.html

2. EL NACIMIENTO DE LAS ESTRELLAS
• Materia interestelar: gas (H y He) y polvo. T ~ 10 k. ρ ~ 1000 partículas/cm3
Metaestable.
• Si pasa un umbral de densidad, la masa gaseosa colapsa hacia su c.m.
• Tamaño típico ~ 10000 masas solares.
• Fragmentación “fractal” de la nube de gas al colapsar. Fragmentos finales
de unas 2 masas solares.
• De acuerdo con las simulaciones y la observación: las estrellas nacen de
partos múltiples.

3. EL NACIMIENTO DE LAS ESTRELLAS II
• Tras la fragmentación, el fragmento es 600 más grande que el Sistema Solar.
ρ ~ 50.000 part/cm3.
• Según se contrae, aumenta T. La nube empieza a hacerse esférica.
Se diferencia un núcleo (ρ ~ un millón part/cm3) y una envoltura.
• t = 100.000 años. Tamaño de la nube ~ 2 veces el Sistema Solar.
La envolvente se hace opaca. El núcleo se calienta más.
• La T es tan alta que crea una presión interna que estabiliza
momentáneamente la estrella. Tamaño ~ diámetro de la órbita de Júpiter.
• Contracción-calentamiento-detención-contracción-calentamiento-detención...
• T = 2000 k. Las moléculas de H2 se rompen en H atómico. Absorción de E.
Contracción hasta un tamaño solar. De nuevo c-c-d-c-c-d...
• T = 6000 k. Los átomos de H se ionizan. Nueva contracción.
• T = 10.000.000 k. El núcleo de la estrella entra en ignición. Nace una estrella.

4. LUZ DE ESTRELLA
• ¿Por qué brillan las estrellas? Primeras explicaciones:
- Anaxágoras (V a.c.). Es un hierro al rojo vivo.
- S. XIX: Reacción química. Pega: tiempos muy breves.
(si fuera carbón, ~ 100.000 años)
• ¿Qué otras fuentes de energía había?
→ gravitación.
Idea original de Waterston (1845): bombardeo meteorítico
¡Pero no hay bastantes!
Waterston, Hemholtz y Thomson (Lord Kelvin) la mejoran de
forma independiente: Nube de gas en contracción gradual.
→ ~ 20.000.000 años
• Pega: dura pugna de Kelvin con geólogos y biólogos (Darwin).
Necesitan miles de millones de años!!
• La pista la trae la radiactividad. Algo pasa en el núcleo.
• Sir Arthur Eddington (1920): Helio pesa menos que 4 H.
La masa se convierte en energía → fusión nuclear!!

5. REACCIONES DE FUSIÓN
• Fusión: gran cantidad de energía a partir de muy poca masa.
Alarga la edad del Sol: 4.600.000.000 años. Y le queda para otros
6.000.000.000 años.
• Hoyle perfecciona las ideas básicas del modelo de Eddington.
• T = 10 millones k. Los protones logran vencer la repulsión eléctrica.
Se puede producir la fusión:
Cadena P-P

6. REACCIONES DE FUSIÓN II
• Existe una reacción alternativa: Ciclo C-N-O
- T > 15 millones
- Principal mecanismo
para las estrellas
más masivas.
- Existencia previa
del Carbono.
• Poco a poco es más abundante el He: envenenamiento por helio.

7. GIGANTES ROJAS Y ENANAS BLANCAS
• Poco a poco es más abundante el He: envenenamiento por helio.
• Contracción, aumento de T y nueva fusión del H en una capa.
• Si es menor que el Sol, fin del proceso. Fase de gigante roja y
creación de una enana blanca.
• Si es mayor o igual al Sol, la contracción puede calentar el núcleo hasta
T ~ 100 millones k → Fusión del Helio.

8. COMBUSTIBLE DE CENIZAS
• Proceso triple alfa:
Proceso análogo:
envenenamiento por carbono.
Si la masa no es más grande,
se repite la historia.

9. COMBUSTIBLE DE CENIZAS II
• Sucesión de ciclos similares según la masa. En las más masivas:
Mecanismo
de Hoyle
Nucleosíntesis
estelar, el ppal.
motor de
evolución química
del Universo
Cada vez más rápida: Si → Fe en sólo 2 semanas
¿Y qué ocurre después?

10. MANÁ DE ESTRELLAS
• Cada etapa estabilizaba la estrella por la diferencia de energía emitida.
• El hierro es el elemento MAS ESTABLE!! Su fusión NO LIBERA ENERGÍA.
• La nueva contracción calienta el Fe y se fusiona. Pero ABSORBE
ENERGÍA.
• Estalla en una Supernova
→ Formación de los elementos más pesados.
→
si m<1.44 se forma una estrella de neutrones.
ρ = 1015 g/cm3, r = 10 km, periodo ~ ms
Intenso campo magnético y radiación
Son los púlsares
→ si m > 1.44 se forma un agujero negro.
• El resto de la estrella (capas exteriores y envolvente) se esparce por el
medio interestelar y puede originar la formación de nuevas estrellas.

11. CLASIFICACIÓN ESTELAR
• 1ª clasificación, Hiparcos, en función del brillo. Magnitudes estelares.
• Mejor todavía: luminosidad intrínseca. Da idea de cuánta energía emite
la estrella por unidad de tiempo.
http://www.physics.sjsu.edu/tomley/Planck.html
• Otro buen parámetro es la temperatura. El color de la estrella nos da
idea de su temperatura (cuerpo negro). Para tener una idea se usa el índice
de color B - V.
• Existe una relación entre ambos!!
Diagrama de Hertzsprung - Russell.
Gigantes rojas
Secuencia principal
Enanas blancas

12. http://www.astro.ubc.ca/~scharein/a311/Sim/hr/HRdiagram.html
http://www.physics.sjsu.edu/tomley/HRCluster.html

13. EL MEDIO INTERESTELAR
• Ocupa el 99% del voluen de la galaxia, aunque su masa es el 20%
(sin contar M.O. no bariónica)
• Densidad ~ 1 atomo/cm3.
El 99% es gas (~75% H, ~25% He y trazas de otros gases)
El 1% es hollín y polvo (silicatos, carbono, agua, hierro...)
Tipos:
- Gas coronal
- Regiones HII
- Regiones HI
- Nubes de moléculas
gigantes (regiones
de formación estelar)

14. EL MISTERIOSO SISTEMA SOLAR
¿Qué 3 cosas tiene de sorprendente?

15. LA FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR
• Descartes: Teoríade los Vortex.
• Buffon: Teoría de las Mareas (catastrofista).
• Alfven y Arrhenius: Teoría de la acreción.
• Kant y Laplace: Teoría Nebular.
Problemas con
las características
del Sistema Solar
Los modelos actuales
predicen “restos”:
Lugar de origen de
los cometas.

16. CAZAPLANETAS
• Búsqueda de planetas en otras estrellas. Varios métodos:
- Observación del movimiento de la estrella.
- Estudio de su movimiento por efecto Doppler (el más exitoso).
Todos los planetas detectados tienen una gran masa (ej. en
HD114762 tiene 11 veces la masa de Júpiter).
¡Hasta el momento
se han encontrado
74 planetas!
- Ocultación (también muy exitoso).
- Observación directa de la luz dispersada por el planeta.
Y SE HAN ENCONTRADO SISTEMAS SOLARES EN FORMACIÓN