Presentación sobre las estrellas de la Prof. Eliane Nandín (San José, Uruguay)

1. LAS ESTRELLAS

2. EL DIAGRAMA H-R.
• A comienzos del s. XX, HERTZSPRUNG y RUSSELL,
trabajando independientemente, realizaron una
especie de “censo estelar”, que clasificaba a las
estrellas por su temperatura y por su brillo
intrínseco.
• La gráfica donde se relacionaban la MAGNITUD
ABSOLUTA (luminosidad) con el TIPO ESPECTRAL
(temperatura), demuestra que las estrellas
quedan distribuidas en cuatro grandes grupos,
muy diferentes entre sí.

4. • En el eje de las abscisas se colocan los tipos
espectrales ordenados por temperaturas
decrecientes, o sea que las estrellas más calientes,
“violáceas” quedan sobre la izquierda, mientras
que las más frías, “rojizas” están sobre la derecha.
• En el eje de las ordenadas se representan las
MAGNITUDES ABSOLUTAS, también en orden
decreciente,de abajo hacia arriba, por lo cual las
estrellas más brillantes intrínsecamente, las de
mayor luminosidad, quedan en la parte superior
del diagrama, y obviamente las menos brillantes y
de menor luminosidad en la parte inferior.

6. • Más del 90% de las estrellas “censadas” se
ubica en una franja diagonal, llamada
SECUENCIA PRINCIPAL, que se extiende desde
el extremo superior izquierdo al inferior
derecho. Cuanto mayor es la temperatura de
la estrella, mayor es la luminosidad.
• El SOL es una estrella que pertenece a la
SECUENCIA PRINCIPAL, por lo tanto las
estrellas cercanas en el mismo gráfico, tienen
radios similares a ella.

7. • Si analizamos los dos grupos que quedaron en
la parte superior derecha, deducimos que son
estrellas de bajas temperaturas superficiales,
pero sin embargo de mucha luminosidad, por lo
cual asociando la ley de Stefan, concluimos que
tienen superficies muy grandes, las
denominamos GIGANTES ROJAS Y
SUPERGIGANTES ROJAS
• Tienen RADIOS decenas de veces mayores al del
Sol (700.000 Km), caso de gigantes rojas,
ej.Aldebarán; las supergigantes radios centenares
de veces mayor al Sol, ej Betelgeuse y Antares

9. • El grupo que aparece abajo a la izquierda,
fuera de la Secuencia Principal, son estrellas
de alta temperatura pero de poca
luminosidad, por lo cual deducimos que
deben tener superficies reducidas, se las
denomina ENANAS BLANCAS.
• Tienen radios de unos pocos miles de km y su
tamaño es similar al de nuestro planeta.
Debido a su baja luminosidad ninguna de ellas
es visible a simple vista.

10. • Las estrellas que están en la Secuencia
Principal, pero pertenecen a los tipos
espectrales O,B yA tienen radios más grandes
que el Sol, generalmente se las reconoce
como GIGANTES AZULES.

11. • Las estrellas que se encuentran en la
Secuencia Principal y pertenecen a los tipos
espectrales K y M, tienen menor volumen que
el Sol, generalmente las reconocemos como
ENANAS ROJAS.

12. LAS ESTRELLAS NACEN EN LAS
NEBULOSAS
• La acción de la CONTRACCIÓN GRAVITATORIA
en las regiones más densas de las nebulosas,
origina a las estrellas. La fuerza de gravedad
hace que los átomos y las moléculas sean
atraídos hacia el interior. En la medida en la
que aumenta la masa, el gas se comprime y
aumenta su temperatura. Como resultado,
esa parte de la nebulosa se fragmenta del
resto y la PROTOESTRELLA empieza a rotar
lentamente.

14. ALGUNAS ACLARACIONES…
ALGUNAS CURIOSIDADES
• LAS ESTRELLAS DE LA SECUENCIA PRINCIPAL
ESTÁN EN EQUILIBRIO.
Recordemos que las estrellas emiten radiación
gracias a la FUSIÓN NUCLEAR que transforma el
H en He, en su interior. Esa energía resultante
genera la presión de radiación, y entonces la
estrella alcanza el equilibrio hidrostático.
Concluyendo, el equilibrio se mantendrá
mientras la estrella tenga H para fusionar,
dependiendo de su masa.

16. • Cuando se agota el H del núcleo, éste deja de
generar energía, el equilibrio se rompe y la
estrella se contrae bajo su propio peso. El
aumento de la temperatura en el interior, por
efecto de la contracción, origina la fusión del H
en las “capas que rodean al núcleo”. La energía
total emitida por la estrella aumenta, y las capas
externas se expanden y se enfrían,
convirtiéndose en GIGANTE ROJA.
Cuando en el núcleo la temperatura alcanza
los 100 millones de grados !!!!! El He comienza a
fusionarse en Carbono. Se restablece el equilibrio
hidrostático por pocos años, ej para el Sol, 100
millones de años

17. • Pero en esa GIGANTE ROJA, el He del núcleo
también se agotará, con una nueva contracción y
aumento de temperatura. Las capas cercanas
fusionarán el He en C, y las de más afuera
fusionarán el H en He. Como vemos estaremos
frente a una estrella bastante más compleja en
su interior, y el total de energía producida
“EMPUJARÁ” a las capas externas, aumentando
aún más el tamaño. Ahora el núcleo compuesto
por carbono se contraerá pero no alcanzará la
temperatura necesaria para fusiones nucleares.
Estaremos frente a una SUPERGIGANTE.

19. EL FINAL DE UNA ESTRELLA DEPENDE DE SU
MASA.
• Cuando el núcleo de la gigante o supergigante
deja de generar energía, COLAPSA por última
vez. El final de esta enorme contracción
depende de la masa que posea la estrella
“agonizante”:
masas solares estado previo final
masa menos de 1,4 nebulosa anular enana blanca
“ entre 1,4 y 3 posible supernova estrella de neutrones-púlsar
“ más de 3 supernova agujero negro

20. LAS ENANAS BLANCAS SON ESTRELLAS
DENSAS
• Si la masa de la estrella “agonizante” es menor a
1,4 veces la masa que tiene el Sol, se convierte en
una ENANA BLANCA. La contracción del núcleo se
detiene cuando las partículas subatómicas están
tan juntas entre sí, que la gravedad no puede
comprimir más la materia. Las capas exteriores
de la estrella se desprenden al espacio y originan
una NEBULOSA ANULAR que se disipará en el
medio interestelar.
¡¡¡La densidad de la enana blanca puede ser de
1 ton/cm3!!!!!

21. LAS ESTRELLAS MASIVAS SE
TRANSFORMAN EN SUPERNOVAS
• Las estrellas con más de 1,4 masas solares
contraen su núcleo y elevan la temperatura
hasta comenzar las reacciones nucleares que
transforman al C en elementos cada vez más
pesados, incluyendo el Fe. Cuando la estrella
no puede generar más energía, se produce
una reacción que la absorbe del núcleo, y la
estrella IMPLOTA, se derrumba sobre sí
misma, se destruye en una tremenda
explosión, llamada SUPERNOVA.

23. • Generalmente más de la mitad del gas de la
estrella se expulsa en todas direcciones, a
velocidades de miles de km por segundo !!!! Y
en uno o dos meses libera toda la energía que
le queda en su interior.
• En la explosión, los elementos químicos
pesados que se transformaron en su interior,
se distribuyen en el espacio circundante,
contaminando el espacio interestelar.

25. LAS ESTRELLAS DE NEUTRONES ROTAN
A ENORMES VELOCIDADES
• Cuando las estrellas poseen entre 1,4 y 3
veces la masa solar, se transforman en
ESTRELLAS DE NEUTRONES O PULSARES. En el
núcleo de una estrella que estalló en
supernova, los electrones se mueven a una
velocidad enorme y chocan contra los
protones, fusionándose y originando
neutrones. Cuando la presión de la masa
neutrónica residual se equilibra con la fuerza
de gravedad, el colapso se detiene.

27. • Las estrellas de neutrones tienen
aproximadamente 10 km de radio !!!!! Y una
densidad de 1000 millones de ton/cm3 !!!!!!
A medida que la estrella se contrae, aumenta
la densidad del campo magnético y la
velocidad de rotación. Generalmente emiten
ONDAS DE RADIO que escapan al espacio en
forma de un haz cónico que se reciben desde
la Tierra como pulsos de radiación
intermitentes y de una periodicidad perfecta,
pero del orden de centésimas de segundo!!!
(como si fuera la luz de un faro).

28. UN AGUJERO NEGRO ES EL RESTO DE
UNA ESTRELLA MASIVA.
• Si la materia residual de una supernova supera
las 3 masas solares, no existe ninguna fuerza que
pueda contrarrestar a la gravedad, entonces el
núcleo se derrumba totalmente sobre sí mismo,
transformándose en un AGUJERO NEGRO. Estos
son cuerpos con un volumen tan pequeño que la
velocidad de escape supera a la velocidad de la
luz. Como desde la Tierra no se recibe ninguna
radiación, se vuelve un cuerpo absolutamente
negro para la observación

30. • Se denomina HORIZONTE DE SUCESOS al límite
entre este cuerpo y el espacio exterior a él,
desconociéndose qué condiciones tiene la
materia residual dentro del mismo. Los agujeros
negros se pueden individualizar si tienen una
estrella cercana. Hay estrellas que giran
alrededor de un cuerpo que nos observa. Al
calcular la masa del cuerpo “invisible” se
comprueba que allí existe un agujero negro con
más de 3 masas solares, que le “roba” parte de
su masa, la cual antes de caer en su interior,
emite una gran cantidad de rayos X.

31. • Cygnus X1 es una potente fuente de rayos X
porque un agujero negro le quita gas a una
estrella cercana. Antes de atravesar el
horizonte de sucesos, la materia rodea la
estrella y se calienta, emitiendo una gran
cantidad de rayos X.