evolucion estelar 1 de 2 pdf de diapositivas pps
Páginas: 4 (846 palabras)
Publicado: 19 de noviembre de 2015
evolución estelar
primeras etapas
nube de gas interestelar rotante
inestabilidad de Jeans
fuerza de gravedad > presión del gas
colapso gravitatorio
fragmento de la nube
protoestrellas
brillan porel calor generado
por la compresión del gas
nube molecular gigante
tamaño típico: 100pc
átomos: H, He, metales
moléculas: H 2, H 2O, OH, CO, H 2CO
polvo
M(nube): 10 3a 10 6 Ms
Mjeans[Ms]=1.1 104 T 3/2 n½
n de partículas/ m³
si M>Mjeans se contrae
si M
no se contrae
nube molecular típica:
T=50 K y n =106 part. / m3
Mjeans=3890Ms
nebulosa de Orión
flujo
bipolar
protoestrellasen la
nebulosa de Orión
envoltura
de polvo
protoestrella
disco
circunestelar
esquema de una protoestrella
Imágenes de
protoestrellas
tomadas con el
Hubble
la contracción cesa al comenzar lafusión del H a 10x10 6 K
comienza su vida como estrella
en un diagrama HR se ubica según
su masa sobre la ZAMS
secuencia principal de edad
cero (zero age main sequence)
arriba de la línea denacimiento no brillan
en el visible
línea de
nacimiento
ZAMS
al terminar de quemar H en el corazón la estrella se
tiempo de evolución de la ZAMS a la TAMS ubica sobre la
= tiempo de vida en la secuenciaprincipal
TAMS
de la ZAMS a la TAMS
gravedad=presión
depende de la masa!!
las estrellas mas masivas
evolucionan mas rápido
L
M
al aumentar el peso
molecular medio el
corazón se contrae, las
capasexternas se
expanden: T
superficial
disminuye
TAMS
ZAMS
sol actual
sol inicial
T
evolución post-Secuencia Principal
a) estrellas de baja masa: <2Ms
L
al terminar de quemar H en el corazón
lafuerza de radiación que la sostenía
cesa y la estrella se contrae
rama de las
gigantes
aumenta T
quema de H en una
capa rodeando
envoltura
el corazón
de H
aumenta la
presión de
radiación
y laenvoltura
se expande
H He en una
capa alrededor
del corazón
T
L=cte, T , R
T hasta el límite de Hayashi
límite de Hayashi
gigante roja
luminosidad [Ls]
sube casi verticalmente en el
diagrama HR...
primeras etapas
nube de gas interestelar rotante
inestabilidad de Jeans
fuerza de gravedad > presión del gas
colapso gravitatorio
fragmento de la nube
protoestrellas
brillan porel calor generado
por la compresión del gas
nube molecular gigante
tamaño típico: 100pc
átomos: H, He, metales
moléculas: H 2, H 2O, OH, CO, H 2CO
polvo
M(nube): 10 3a 10 6 Ms
Mjeans[Ms]=1.1 104 T 3/2 n½
n de partículas/ m³
si M>Mjeans se contrae
si M
no se contrae
nube molecular típica:
T=50 K y n =106 part. / m3
Mjeans=3890Ms
nebulosa de Orión
flujo
bipolar
protoestrellasen la
nebulosa de Orión
envoltura
de polvo
protoestrella
disco
circunestelar
esquema de una protoestrella
Imágenes de
protoestrellas
tomadas con el
Hubble
la contracción cesa al comenzar lafusión del H a 10x10 6 K
comienza su vida como estrella
en un diagrama HR se ubica según
su masa sobre la ZAMS
secuencia principal de edad
cero (zero age main sequence)
arriba de la línea denacimiento no brillan
en el visible
línea de
nacimiento
ZAMS
al terminar de quemar H en el corazón la estrella se
tiempo de evolución de la ZAMS a la TAMS ubica sobre la
= tiempo de vida en la secuenciaprincipal
TAMS
de la ZAMS a la TAMS
gravedad=presión
depende de la masa!!
las estrellas mas masivas
evolucionan mas rápido
L
M
al aumentar el peso
molecular medio el
corazón se contrae, las
capasexternas se
expanden: T
superficial
disminuye
TAMS
ZAMS
sol actual
sol inicial
T
evolución post-Secuencia Principal
a) estrellas de baja masa: <2Ms
L
al terminar de quemar H en el corazón
lafuerza de radiación que la sostenía
cesa y la estrella se contrae
rama de las
gigantes
aumenta T
quema de H en una
capa rodeando
envoltura
el corazón
de H
aumenta la
presión de
radiación
y laenvoltura
se expande
H He en una
capa alrededor
del corazón
T
L=cte, T , R
T hasta el límite de Hayashi
límite de Hayashi
gigante roja
luminosidad [Ls]
sube casi verticalmente en el
diagrama HR...
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