Madurez estelar

EVOLUCIÓN ESTELARMADUREZ ESTELAR

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


Ej.Sol. MH = 10% x 75% Msol ∼ 1029 kgConsumo : 1038 reacciones/s = 4x1038 reacciones/s = =1012 kg/s ∼ 1019 kg/añoDuración: 1029 kg / 1019 kg/año ∼ 1010 años

(10 mil millones de años)

➢ Si comparamos este valor con el tiempo que paso en laetapa 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 SecuenciaPrincipal


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 grandeL grande → t pequeño➢ ... pero ... ¿M grande no implica L grande también?

... SÍ


• 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


➢ Teniendo en cuenta entonces:

L ∼ M4 (relación masa-luminosidad)

t ∼ M / M4

t ∼ 1 / M3

➢ Conclusión: Estrellas masivas viven un tiempo más corto


➢ 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 añosMSpica ∼ 15 Msol, t ∼ 3 millones años➢ Pero este es un modelo análitico muy simplificado...


➢ Simulando en detalle el proceso de evolución de fusión de Hidrógeno en estrellas de distinta masa...


➢ 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


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


➢ Algunas estadísticas de interés sobre estrellas de la secuencia principal...


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