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LA FÍSICA DE LAS ESTRELLAS

LA FÍSICA DE LAS ESTRELLAS. E. Velasco. Agrupación Astronómica de Madrid Universidad Autónoma de Madrid 28 septiembre 2010. Una estrella es algo aparentemente simple: Una mezcla de elementos simples parcialmente ionizados a gran temperatura Pero las cosas no son tan sencillas.

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LA FÍSICA DE LAS ESTRELLAS

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  1. LA FÍSICA DE LAS ESTRELLAS E. Velasco Agrupación Astronómica de Madrid Universidad Autónoma de Madrid 28 septiembre 2010

  2. Una estrella es algo aparentemente simple: Una mezcla de elementos simples parcialmente ionizados a gran temperatura Pero las cosas no son tan sencillas Para explicar las propiedades y evolución de las estrellas, la física ha tenido que desplegar su mejor ejército con sus mejores armas Bethe • Física estadística y termodinámica • Electromagnetismo y Gravitación • Física de Fluidos • Relatividad • Física cuántica, atómica y nuclear Eddington SIGLO XX Gamow

  3. DIAGRAMA DE HERTZSPRUNG-RUSELL

  4. radiación electromagnética emitida por la superficie de la estrella espectro, líneas de absorción el interior se nos presenta oculto ¡es lo único que podemos analizar directamente!

  5. ASTROFÍSICA ESTELAR generación de energía transporte de energía a la superficie el modelo debe explicar las observaciones

  6. ESPECTROS ESTELARES (según clase espectral)

  7. LEYES DE LA RADIACIÓN Cuerpo negro: absorbe y reemite toda la radiación que recibe. El problema del cuerpo negro condujo a la teoría cuántica Boltzmann Planck constante de Planck Planck postuló que la energía de la radiación de frecuencia n está cuantizada: catástrofe del ultravioleta La ley de Planck de la radiación explicó los experimentos: Ley de Wien

  8. LEYES DE LA RADIACIÓN Cuerpo negro: absorbe y reemite toda la radiación que recibe. El problema del cuerpo negro condujo a la teoría cuántica Boltzmann Planck constante de Planck Planck postuló que la energía de la radiación de frecuencia n está cuantizada: Ley de Stefan-Boltzmann La intensidad de la radiación explicó los experimentos: Stefan constante de Stefan

  9. Las estrellas (fotosfera) son cuerpos negros aproximadamente

  10. g RH = constante de Rydberg = 1312 kJ mol-1 = 2.18 x 10-18 J espectro atmósfera estelar

  11. g RH = constante de Rydberg = 1312 kJ mol-1 = 2.18 x 10-18 J espectro atmósfera

  12. RH = constante de Rydberg = 1312 kJ mol-1 = 2.18 x 10-18 J espectro atmósfera

  13. 10 radios solares 107 años 108 años 1 radio solar los modelos estelares relacionan R, M y L y predicen la secuencia principal 109 años 0.1 radio solar 1010 años 0.01 radio solar 0.08 Ms límite inferior para reacciones nucleares

  14. HIPÓTESIS SOBRE EL ORIGEN DE LA ENERGÍA DEL SOL Energía química: si el Sol estuviera hecho de carbón, su combustión (energía química que da luz y calor) duraría sólo 300 años Energía gravitatoria: es la energía almacenada debido a la contracción del material solar desde distancias muy grandes Hermann von Helmholtz (1821-94) William Thomson (Lord Kelvin) (1824-1907)

  15. HIPÓTESIS SOBRE EL ORIGEN DE LA ENERGÍA DEL SOL Energía química: si el Sol estuciera hecho de carbón, su combustión (energía química que da luz y calor) duraría sólo 300 años Energía gravitatoria: es la energía almacenada debido a la contracción del material solar desde distancias muy grandes Hermann von Helmholtz (1821-94) William Thomson (Lord Kelvin) (1824-1907)

  16. HIPÓTESIS SOBRE EL ORIGEN DE LA ENERGÍA DEL SOL Energía química: si el Sol estuciera hecho de carbón, su combustión (energía química que da luz y calor) duraría sólo 300 años Energía gravitatoria: es la energía almacenada debido a la contracción del material solar desde distancias muy grandes Hermann von Helmholtz (1821-94) William Thomson (Lord Kelvin) (1824-1907)

  17. HIPÓTESIS SOBRE EL ORIGEN DE LA ENERGÍA DEL SOL Energía química: si el Sol estuciera hecho de carbón, su combustión (energía química que da luz y calor) duraría sólo 300 años Energía gravitatoria: es la energía almacenada debido a la contracción del material solar desde distancias muy grandes Hermann von Helmholtz (1821-94) William Thomson (Lord Kelvin) (1824-1907)

  18. HIPÓTESIS SOBRE EL ORIGEN DE LA ENERGÍA DEL SOL Energía química: si el Sol estuciera hecho de carbón, su combustión (energía química que da luz y calor) duraría sólo 300 años Energía gravitatoria: es la energía almacenada debido a la contracción del material solar desde distancias muy grandes Hermann von Helmholtz (1821-94) William Thomson (Lord Kelvin) (1824-1907)

  19. HIPÓTESIS SOBRE EL ORIGEN DE LA ENERGÍA DEL SOL Energía química: si el Sol estuciera hecho de carbón, su combustión (energía química que da luz y calor) duraría sólo 300 años Energía gravitatoria: es la energía almacenada debido a la contracción del material solar desde distancias muy grandes Hermann von Helmholtz (1821-94) William Thomson (Lord Kelvin) (1824-1907)

  20. HIPÓTESIS SOBRE EL ORIGEN DE LA ENERGÍA DEL SOL Energía química: si el Sol estuciera hecho de carbón, su combustión (energía química que da luz y calor) duraría sólo 300 años Energía gravitatoria: es la energía almacenada debido a la contracción del material solar desde distancias muy grandes Hermann von Helmholtz (1821-94) contracción de Kelvin-Helmholtz William Thomson (Lord Kelvin) (1824-1907) está operativa en protoestrellas, pero no en estrellas en equilibrio, ya que predice edades de unos 10 millones de años para el Sol

  21. G: const. de gravitación M: masa del Sol R: radio del Sol La energía total almacenada en el proceso de contracción es: Metiendo números, la energía disponible sería igual a 1.1 x 1041 J Teniendo en cuenta la luminosidad actual del Sol, esta energía daría para 10 millones de años Las estimaciones basadas en métodos radiactivos dan, para las rocas lunares, unos 4000 millones de años. ¡Y no parece lógico que la Luna sea más antigua que el Sol! Y por supuesto están los fósiles...

  22. Energía nuclear: Einstein obtuvo una relación entre masa y energía, La conversión completa de 1 kg de masa en energía proporciona unos 1017 J (la energía producida por una central de energía de 200MW durante 1 años) Albert Einstein (1879-1955)

  23. RH = constante de Rydberg = 1312 kJ mol-1 = 2.18 x 10-18 J constante de ionización H = RH 1a constante de ionización He = 1.8 RH 2a constante de ionización He = 4.0 RH g el interior estelar es un fluido de átomos completamente ionizados (plasma) núcleos + electrones

  24. RH = constante de Rydberg = 1312 kJ mol-1 = 2.18 x 10-18 J constante de ionización H = RH 1a constante de ionización He = 1.8 RH 2a constante de ionización He = 4.0 RH el interior estelar es un fluido de átomos completamente ionizados (plasma) núcleos + electrones

  25. dos protones se acercan a una distancia del orden de su diámetro Proceso básico: dos protones que colisionan y dan lugar a un deuterón

  26. T=1.5x107 K PROCESO protón-protón (ppI)

  27. ¿A qué escalas de tiempo da lugar la fuente de energía de fusión? p+ Dm=0.0287 uma=0.7% mp He p+ p+ E=Dm c2=26.7 MeV p+ mHe=4.0026 uma energía de ligadura del núcleo de He 4mp= 4.0313 uma Si todo el Sol fuera hidrógeno y sólo el 10% estuviera disponible para la combustión nuclear, la energía proporcionada sería: E = 0.1 x 0.007 x Mc2 = 1.3 x 1044 J 10.000 millones de años Esto ya es más que suficiente...

  28. Otras ramas de la reacción pp ppII 31% frente a 69% de ppIII 0.3% frente a 99.7% de

  29. Ciclo CNO El C, N y O se usan como catalizadores Hans Bethe (1906-2005) • Su dependencia con T es mucho mayorque en pp • en estrellas de baja masa pp • en estrellas de alta masa CNO

  30. Proceso triple alfa: combustión del Helio T = 108 K Combustión del O y el C para T > 6 x 108 K... En teoría, las estrellas no pueden sintetizar núcleos más pesados que el Fe la reacción se hace endotérmica (en lugar de exotérmica)

  31. Interacción de Coulomb entre cargas cargas mismo signo 0 0

  32. Interacción de Coulomb entre cargas cargas mismo signo 0 0

  33. Interacción de Coulomb entre cargas cargas mismo signo 0 0

  34. Interacción de Coulomb entre cargas cargas mismo signo 0 0

  35. Interacción de Coulomb entre cargas cargas mismo signo 0 0

  36. Interacción de Coulomb entre cargas cargas mismo signo 0 0

  37. Interacción de Coulomb entre cargas cargas mismo signo 0 0

  38. Interacción de Coulomb entre cargas cargas mismo signo 0 0

  39. Interacción fuerte entre dos protones 0 30 MeV 1 fm = 10-15m 0

  40. Interacción fuerte entre dos protones 0 0

  41. Interacción fuerte entre dos protones 0 0

  42. Interacción fuerte entre dos protones 0 0

  43. Interacción fuerte entre dos protones 0 0

  44. Interacción fuerte entre dos protones 0 0

  45. Interacción fuerte entre dos protones 0 0

  46. Interacción fuerte entre dos protones 0 0

  47. Interacción fuerte entre dos protones 0 0

  48. Interacción fuerte entre dos protones 0 0

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