evolucion estelar 2 de 2 pdf con diapositivas pps
Páginas: 6 (1284 palabras)
Publicado: 19 de noviembre de 2015
evolución estelar
evolución post-Secuencia Principal
b) estrellas de alta masa: >4Ms
estrellas de SP con M > 4 Ms dejan remanentes > 1.4 Ms y no
pueden ser sostenidos por la presión de los e- degenerados
el corazón se contrae
las capas externas se expanden
hasta que comienza la quema del C (T=600000000 K)
se acaba el C
el corazón se contrae
las capas externas se expanden
hasta que comienzala quema del O (T=1500000000 K)
se acaba el O
.
.
.
hasta el Fe!!
cada sucesiva ronda de fusión nuclear
se completa más rapidamente
estructura interna de una estrella de alta masa en
sus últimas etapas de evolución
H inerte
fusión del H
fusión del He
fusión del C
fusión del O
fusión del Ne
fusión del Mg
fusión del Si
corazón de Fe inerte
al finalizar cada
sucesiva ronda de
fusión nuclear,el
corazón se contrae y
las capas exteriores
de expanden
supergigante
para las estrellas más masivas las reacciones
nucleares se completan más rápidamente
para estrellas tan masivas como M=85Ms, las
reacciones se producen tan rápidamente que las
capas exteriores no tienen tiempo de reaccionar
no se observan loops en los caminos evolutivos
el corazón de Fe se contrae
el Fe es el elemento máspesado que puede formarse por
fusión nuclear liberando energía
la fusión del Fe con otros elementos para formar elementos
más pesados absorbe energía
no hay reacciones nucleares y la presión de degeneración
de los e- no puede detener la contracción
ρ
T
p+
n+
eno pueden escapar
libremente a ρ tan altas
fotodesintegración del Fe
•la presión de degeneración de
los n detiene la contracción
•estrellade neutrones
si 4Ms < M < 9Ms
el material abruptamente se vuelve incompresible
y el colapso se detiene
el material de las capas exteriores (con v≈15%c) rebota
onda de choque acelerada
hacia afuera
+ fuerza creada por
el material se comprime
expulsión de las últimas
capas hacia afuera en una
gran explosión
supernova de tipo II
fusión de los elementos
creación de los elementos
más pesados queel Fe
brilla como una galaxia
curva de luz de una supernova Tipo II
el brillo
aumenta
rápidamente
hasta alcanzar
un máximo y
luego decae
variando su
pendiente
b1) si 4Ms < M < 9Ms, después de la explosión
remanente de supernova
estrella de neutrones
material alejándose de la
estrella a altas velocidades
1000-2000km/s
supernovas famosas
SN 1054 o Neb. del Cangrejo Tauro
Tipo II
(obs. enChina)
SN 1572 o de Tycho
Cassiopea Tipo I
SN 1604 o de Kepler
Ofiuco
Tipo I
SN 1006
Lupus
Tipo I
imágenes de remanentes de supernovas
estrella de neutrones (EN)
EN: última etapa de evolución de una estrella de 4Ms
sostenida por la presión degeneración de los n
estrellas de SP con M > 9 Ms dejan remanentes > 3 Ms y no
pueden sersostenidos por la presión de los n degenerados
M=3 Ms
límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff
temperaturas superficiales de millones de K
muy pequeña! si M=2Ms, R=8km
muy poco luminosas
estructura de una EN
no hay reacciones
termonucleares en el
interior de una EN
gradualmente se enfriará
gran contracción
alta rotación
fuertes campos magnéticos
p+ y e- cerca de la superficie son acelerados
fluyenpor las regiones polares, se aceleran y emiten
energía en radio (los muy jóvenes también en el visible)
haz de luz en una dirección + rotación
pulsar!= luz pulsante periódica
eje de rotación
ondas de radio
flujo de
partículas
líneas de campo
magnético
eje magnético
líneas de campo
magnético
estrella de neutrones
imágenes de la nebulosa del cangrejo y el pulsar,
remanentes de la supernova1054
velocidad de expansión=1400km/s
Crab Nebula
CHANDRA
0.5-8.5KeV
pulsar de Vela (imagen de CHANDRA)
1000 años luz de la tierra
b2) si M > 9Ms, después de la explosión
remanente de supernova
algunas capas de la envoltura
expulsada en la fase se SN son
atraídas nuevamente por la estrella
segundo colapso
destello de radiación durante
segundos, en forma de jet
bipolar, debido a material...
evolución post-Secuencia Principal
b) estrellas de alta masa: >4Ms
estrellas de SP con M > 4 Ms dejan remanentes > 1.4 Ms y no
pueden ser sostenidos por la presión de los e- degenerados
el corazón se contrae
las capas externas se expanden
hasta que comienza la quema del C (T=600000000 K)
se acaba el C
el corazón se contrae
las capas externas se expanden
hasta que comienzala quema del O (T=1500000000 K)
se acaba el O
.
.
.
hasta el Fe!!
cada sucesiva ronda de fusión nuclear
se completa más rapidamente
estructura interna de una estrella de alta masa en
sus últimas etapas de evolución
H inerte
fusión del H
fusión del He
fusión del C
fusión del O
fusión del Ne
fusión del Mg
fusión del Si
corazón de Fe inerte
al finalizar cada
sucesiva ronda de
fusión nuclear,el
corazón se contrae y
las capas exteriores
de expanden
supergigante
para las estrellas más masivas las reacciones
nucleares se completan más rápidamente
para estrellas tan masivas como M=85Ms, las
reacciones se producen tan rápidamente que las
capas exteriores no tienen tiempo de reaccionar
no se observan loops en los caminos evolutivos
el corazón de Fe se contrae
el Fe es el elemento máspesado que puede formarse por
fusión nuclear liberando energía
la fusión del Fe con otros elementos para formar elementos
más pesados absorbe energía
no hay reacciones nucleares y la presión de degeneración
de los e- no puede detener la contracción
ρ
T
p+
n+
eno pueden escapar
libremente a ρ tan altas
fotodesintegración del Fe
•la presión de degeneración de
los n detiene la contracción
•estrellade neutrones
si 4Ms < M < 9Ms
el material abruptamente se vuelve incompresible
y el colapso se detiene
el material de las capas exteriores (con v≈15%c) rebota
onda de choque acelerada
hacia afuera
+ fuerza creada por
el material se comprime
expulsión de las últimas
capas hacia afuera en una
gran explosión
supernova de tipo II
fusión de los elementos
creación de los elementos
más pesados queel Fe
brilla como una galaxia
curva de luz de una supernova Tipo II
el brillo
aumenta
rápidamente
hasta alcanzar
un máximo y
luego decae
variando su
pendiente
b1) si 4Ms < M < 9Ms, después de la explosión
remanente de supernova
estrella de neutrones
material alejándose de la
estrella a altas velocidades
1000-2000km/s
supernovas famosas
SN 1054 o Neb. del Cangrejo Tauro
Tipo II
(obs. enChina)
SN 1572 o de Tycho
Cassiopea Tipo I
SN 1604 o de Kepler
Ofiuco
Tipo I
SN 1006
Lupus
Tipo I
imágenes de remanentes de supernovas
estrella de neutrones (EN)
EN: última etapa de evolución de una estrella de 4Ms
sostenida por la presión degeneración de los n
estrellas de SP con M > 9 Ms dejan remanentes > 3 Ms y no
pueden sersostenidos por la presión de los n degenerados
M=3 Ms
límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff
temperaturas superficiales de millones de K
muy pequeña! si M=2Ms, R=8km
muy poco luminosas
estructura de una EN
no hay reacciones
termonucleares en el
interior de una EN
gradualmente se enfriará
gran contracción
alta rotación
fuertes campos magnéticos
p+ y e- cerca de la superficie son acelerados
fluyenpor las regiones polares, se aceleran y emiten
energía en radio (los muy jóvenes también en el visible)
haz de luz en una dirección + rotación
pulsar!= luz pulsante periódica
eje de rotación
ondas de radio
flujo de
partículas
líneas de campo
magnético
eje magnético
líneas de campo
magnético
estrella de neutrones
imágenes de la nebulosa del cangrejo y el pulsar,
remanentes de la supernova1054
velocidad de expansión=1400km/s
Crab Nebula
CHANDRA
0.5-8.5KeV
pulsar de Vela (imagen de CHANDRA)
1000 años luz de la tierra
b2) si M > 9Ms, después de la explosión
remanente de supernova
algunas capas de la envoltura
expulsada en la fase se SN son
atraídas nuevamente por la estrella
segundo colapso
destello de radiación durante
segundos, en forma de jet
bipolar, debido a material...
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