Este documento presenta información sobre la evolución estelar, las propiedades del medio interestelar y la nucleosíntesis estelar. Explica que durante gran parte de su vida, una estrella mantiene un equilibrio entre la presión de los gases y la gravedad. Eventualmente, el combustible nuclear se agota y la estrella abandona la secuencia principal, expandiéndose y enrojeciendo. También describe los componentes del medio interestelar como el hidrógeno, polvo y moléculas, y cómo estas regiones son importantes para la formación

2. M<0.084Msol
M<6Msol
M>6Msol
Mnúcleo>2.5Msol

3. Tamaños relativos entre entre enanas
cafés, estrellas de baja masa, el Sol y
la Tierra

4. LHS 3397a
Imagen tomada con
Gemini, utilizando
óptica adaptiva

5. Durante gran parte de la
vida de las estrellas
existe un balance casi
perfecto entre 2 fuerzas:
la del peso de las capas
(gravedad), y la debida
a la presión de los
gases, producida por la
fusión en el centro. En
la figura se presenta el
caso de una estrella de
la secuencia principal
con la cadena P-P.
Fuerza debida
a la presión
4H
He
peso

6. Mientras continúe el proceso de fusión nuclear en el
centro de la estrella, esta seguirá en la secuencia
principal del diagrama HR. Pero eventualmente, el
combustible nuclear (H) en el centro se agota; es
entonces cuando la estrella abandona la SP.

7. Fase Posterior a la SP
He
4H
He
No se genera energía
en el núcleo, sino que
“quema” el hidrógeno
que hay en las capas.
La estrella sale de la
SP, empieza a crecer
y a volverse cada vez
más rojiza (al reducir
la temperatura de su
superficie.

8. Durante esta etapa la
estrella une 3 núcleos
de helio para producir
uno de carbono. Para
que pueda ocurrir
esto, se requieren
temperaturas del
orden de 100 millones
de grados en el
centro de la estrella.
3He
C

9. Comparación de tamaños
para Betelgeuse en Orión

10. Durante su fase de gigante roja, la estrella
brillará 100 veces más de lo que brillaba
estando en la secuencia principal. Su tamaño
será también, muchas veces más grande.

11. Núcleo
zona
radiativa
convectiva
La energía sale del núcleo
solar en forma de rayos
gama. Pero ésta tarda
millones de años en salir
del sol, debido al enorme
número de choques entre
fotones y materia. Cuando
finalmente emerge la luz,
su longitud de onda es de
570 nanómetros.

12. Estructura Interna
del Sol

13. Evolución en el Diagrama HR Para
Una Estrella de una Masa Solar

14. Evolución de Estrellas Masivas

15. Clasif.
Masa
espectr.
Radio
Luminosidad
temperatura
Vida
Abund.Rel.
(grados K)
(millones de
años)
(en %)
W
>40
20
1,000,000
50,000
<1
O5
32
18
600,000
40,000
1
B0
B5
A0
A5
16
6.5
3.2
2.1
7.4
3.8
2.5
1.7
16,000
600
60
20
28,000
15,500
9,900
8,500
10
100
500
1,000
F0
1.75
1.4
6
7,400
2,000
F5
1.25
1.2
3
6,600
4,000
G0
1.06
1.1
1.3
6,000
10,000
G2 Sol
1
1
1
5,800
12,000
G5
0.92
0.9
0.8
5,500
15,000
K0
0.80
0.8
0.4
4,900
20,000
K5
0.69
0.7
0.1
4,100
30,000
M0
0.48
0.6
0.02
3,500
75,000
M5
0.20
0.3
0.001
2,800
200,000
despreciabl
e
0.00002
0.1
1
3
9
14
73

16. Tiempo de Vida de las Estrellas
Como Función de su Masa

17. Enanas blancas
Estrellas neutrónicas
Hoyos negros

18. C
E
Líneas más Prominentes
Otras líneas
W
Ionized helium, hydrogen
Carbon and Oxygen (class WC)
Nitrogen (class WN)
O
Ionized helium
Neutral helium, weak hydrogen lines
B
Neutral helium
Hydrogen lines growing in B6 to B9
A
Strong hydrogen lines in A0,
decreasing towards A9
ionized calcium lines stronger and
stronger from A0 to A9
F
Stronger ionized calcium lines
G
Strong ionized calcium lines
Metals, specially iron
K
Strong neutral metals lines
CH and CN Molecules
M
Absorption lines of titanium oxyde
Many metal lines
C
Neutral metals
Carbon
S
Neutral metals
Zirconium oxyde, Yttrium, Baryum

19. Para los más interesados en estudiar la
evolución de las estrellas, se recomienda el
siguiente applet.
http://instruct1.cit.cornell.edu/courses/astro101/java/evolve/evolve.htm#example

20. La variabilidad de las estrellas no fue
descubierta sino hasta fines del siglo
XVI. El 8 de Noviembre de 1572 Tico
Brahe descubre una supernova que
llego a ser casi tan brillante como
Venus y que después fue decayendo
lentamente, hasta dejar de ser visible
en 16 meses.

21. El primer descubrimiento de una estrella
variable se debe a David Fabricius,
(Holanda 1564-1617) quien en 1596
descubre que la estrella Mira (Omicrón
Ceti) cambia en forma periódica su
brillo.
Poco
después
Will.
Jansonius,
descubre la nova P Cygni, en 1600.
El 30 de Septiembre de 1604 se
descubre la supenova de Kepler.

27. En eclipse
Las estrellas casi hacen contacto

29. Nucleosintesis Estelar
Estrellas de baja masa: Masa <1Msol
•Reacciones: quema de H y posiblemente de He
•Eyección: RGB, AGB?, PN?
Estrellas de masa intermedia: Mass <8Msol
•Reacciones: quema de H, He y procesos-S
•Eyección: AGB, PN
Estrellas muy masivas: Masa >8Msol
•Reacciones: quema de: H, He, C, Ne, O, Si y
procesos-r
•Eyección: WR, SNII, SNIb, SNIc
Estrellas binarias
•Reacciones: nucleosintesis explosiva
•Eyección: SNIa, novas

31. El Medio Interestelar
Es todo aquello que se encuentra en el basto espacio entre las
estrellas. En el se incluyen: el gas, el polvo, partículas cargadas,
campos electromagnéticos, materia obscura, energía obscura, etc.
Algunos de las componentes más importante del MI son:
1. Hidrogeno neutro HI
2. Regiones de hidrógeno ionizado HII
3. Nubes moleculares
4. Polvo interestelar
5. MI tibio
6. MI caliente
7. Líneas interestelares
8. Nebulosas planetarias
9. Remanentes de supernovas
10.Rayos Cósmicos
11.Campos magnéticos
12.El medio intergaláctico

32. Nubes Moleculares
MI Neutro Frío
MI Neutro Tibio
MI Ionizado Tibio
MI Ionizado Caliente
Rayos Cósmicos

35. El gas está compuesto por átomos, iones (átomos que han perdido o
ganado electrones) y moléculas. El 99% de la materia interestelar se
encuentra en forma gaseosa. Hay en promedio una partícula de gas
por cada cm3 de volumen. Esta densidad de materia es mucho menor
que el más alto vacío que haya podido lograrse en nuestro planeta.
El elemento más abundante en el universo es el hidrógeno, por lo que
dependiendo de la temperatura y densidad de la nube interestelar en
que se localice, se encontrará en diferentes formas. A temperaturas y
densidades bajas (que son las más comunes), es más probable
encontrarlo como hidrógeno neutro HI. A temperaturas muy bajas de
alta densidad, se encuentra, principalmente formando la molécula de
hidrógeno H2. Bajo las condiciones que existen alrededor de estrellas
muy calientes (de tipo O, B), es más probable encontrarlo ionizado HII.

36. e
Hidrógeno neutro
Hidrógeno Ionizado
Hidrógeno
molecular
e
HI
P
P
P
HII
P
e
H2

37. Hidrógeno Neutro
Se estudia mediante una transición en ondas
de radio de 21 cm. Entre los 2 niveles del
estado base del átomo de hidrógeno.

39. Moléculas en el Espacio
La mayoría de las detecciones se logran
utilizando técnicas de Radio Astronomía
2 Átomos
AlF, AlCl, C2, CH, CH+, CN, CO, CO+, CP, CS, CSi, HCl, H2, KCl,
NH, NO, NS, NaCl, OH, PN, SO, S0+, SiN, SiO, SiS, HF, SH y
posiblemente FeO.
3 Átomos
C3, C2H, C20, C2S, CH2, HCN, HCO, HCO+, HCS+, HOC+,
H20, H2S, HNC, HNO, MgCN, MgNC, N2H+, N20, NaCN, OCS,
S02, c-SiC2, CO2, NH2, H3+ y AlNC.

40. 4 Átomos
c-C3H, l-C3H, C3N, C30, C3S, C2H2, CH2D+?, HCCN, HCNH+,
HNCO, HNCS, HOCO+, H2CO, H2CN, H2CS, H30+, NH 3 y, SiC3
5 Átomos
C5, C4H, C4Si, l-C3H2, c-C3H2, CH2CN, CH4, HC3N, HC2NC,
HCOOH, H2CHN, H2C20, H2NCN, HNC3, SiH4 y H2COH+
6 Átomos
C5H, C50, C2H4, CH3CN, CH3NC, CH30H, CH3SH, HC3NH+,
HC2CHO, HCONH2, l-H2C4 y C5N
7 Átomos
C6H CH2CHCN CH3C2H HC5N HCOCH3 NH2CH3 c-C 2H4O

41. 8 Átomos
CH3C3N, HCOOCH3, CH3COOH, C7H, H2C6, CH2OHCHO
9 Átomos
CH3C4H, CH3CH2CN, (CH3)20, CH3CH20H, HC7N y C8H
10 Átomos
CH3C5N? (CH3)2CO NH2CH2COOH?
11 Átomos
HC9N
13 Átomos
HC11N

42. Moléculas Interestelares
Se localizan en las regiones más frías y obscuras del medio interestelar,
principalmente cerca del centro galáctico y en las regiones más densas
de los brazos espirales, precisamente en las nubes moleculares.

43. Nubes Moleculares
Son condensaciones de gas y polvo, frías y
densas, que cumplen con las condiciones
que son indispensables para la formación
de moléculas. Tienen una temperatura de
alrededor de 15Kelvin (-258C) y masas del
orden de 1 millón de masas solares.
Son muy importantes para la Astronomía,
porque son los sitios donde se forman las
nuevas estrellas.

45. 0.9M
KPNO

49. Créditos & Copyright: Jean-Charles Cuillyre (CFHT), Hawaiian Starlight,

50. Esta compuesto por granos sólidos microscópicos que contienen un
gran número de átomos. Aproximadamente el 1% de la materia
interestelar está compuesta de polvo. El polvo juega un papel muy
importante en la formación de moléculas, y en el enfriamiento que se
requiere, para que pueda ocurrir la formación estelar.
El tamaño típico de un grano de polvo es de media micra (una micra o
micrómetro es igual a la milésima parte de un milímetro), que
corresponde al tamaño de la longitud de onda de la luz. Por esta
razón, el polvo la absorbe (extingue la luz), impidiendo el paso de la
luz en el visible. Sin embargo, la energía absorbida es emitida en el
infrarrojo.
Las partículas de polvo más comunes son: silicatos, grafitos, hielos,
partículas de hierro. Un grano típicamente contiene entre un centenar
y un millón de átomos.

51. Los primeros “sacos de carbón” se encontraron en
Perseo, con “Barnard 1”
“B5”
“B2”
IC348
“B3”
NGC1333
“B4”
“B1”
Barnard 1919 ApJ
Image: Barnard’s 1927 Atlas

52. Imagen en el lejano infrarrojo (satélite IRAS). El blanco y los colores más claros
corresponden al polvo. Las bandas negras no tienen significado astronómico.

55. Globulos de Bok
Visible
Bart Bok
Holanda 1906
- EU 1983
Infrarrojo

56. Optical
Near-Infrared

61. Glóbulos de Bok en IC 2944

62. RCW38 en IR

63. Nebulosa de reflexión

65. Debido a la extinción de la luz, las estrellas se observan con menos
brillo y de un color más rojizo. La explicación del enrojecimiento se
debe, a la dispersión de la luz, y es exactamente el mismo mecanismo
que hace que los atardeceres se vean rojos en nuestro planeta.
En la dirección del plano galáctico, se extinguen 2 magnitudes por
cada kpc, debido al efecto del polvo. Por cada 100,000 millones de
fotones que viajan con dirección a nosotros desde el centro de la Vía
Láctea (~9 kpc de distancia), solo un fotón llega a nosotros.
Enrojecimiento de la luz por polvo
λ1
λ2
enrojecida
λ3
λ 2 > λ 1> λ 3

66. El polvo interestelar se encuentra en:
• La mayor parte del polvo se localiza,
principalmente en el disco Galáctico
• En regiones moleculares, que son
precisamente los sitios de formación
estelar
• En cascarones alrededor de estrellas
gigantes rojas o supergigantes.
• En nubes cirrus, muy cerca del plano
Galáctico. Estas nubes emiten mucha
radiación en el infrarrojo.

70. Supernova de tipo IA en la galaxia NGC5584
SN 2007af

71. Supernova de tipo II en la galaxia NGC3279
SN 2007av

72. Remanente de Supernova 1054 en El Cangrejo

73. Remanente de SN en el Cisne

76. Hen 1357
Nebulosa planetaria sumamente joven
http://casswww.ucsd.edu/physics/ph7/StevI.html

77. http://casswww.ucsd.edu/physics/ph7/StevI.html

78. http://casswww.ucsd.edu/physics/ph7/StevI.html

80. Diagrama Grotriano del Mecanismo
de Fluorescencia de Bowen
http://www.llnl.gov/science_on_lasers/07AstSpace/AS_FII-4.html