Estructura del Universo

Estrellas

Son cuerpos celestes que emiten luz propia

¿Por qué son importantes las estrellas?

Nuestro Sol es una estrela, de él recibimos luz que calienta la Tierra
El calor mueve las capas fluidas externas; atmósfera e hidrosfera y da lugar a la geodinámica externa.
Permite la fotosíntesis de la que depende mayor parte la vida en la Tierra
De los fóasiles orgánicos (carbón y petróleo) depende la mayor parte de la energóa que utilizamos.

En Big bang no se formaron elementos más pesados que el helio. Lo demás lo formaron las estellas y lo enviaron al espacio. Somos polvo de estrellas

¿Por qué brillan las estrellas?

Porque su superficie estámuy caliente y emite radiación.
Su temperatura superficial se encuentar normalmente entre 1.000 ºK a más de 30.000 ºK
Las más calientes son blancas y las más frías rojas

El interior está a millones de ºK
Esta temperatura se produce por reacciones nucleares en el centro de la estrella.
Casi todas convierten H en He

Tipos de estrellas

No todas las estrellas son iguales

Las masas de las estrellas oscilan normalmente entre una décima parte de la solar y 20 veces la masa del Sol.
La mayoría de las estrellas son menores que nuestro sol

La temperatura interior siempre es muy elevada (millones de grados) pero la temperatura superficial varía desde menos de 1.000 ºK a más de 30.000 ºK

Su luminosidad es aún más variable; desde diezmilésimas de la solar hasta 100.000 veces mayor

Igualmente su tamaño es muy variable.
Desde el tamaño de un planeta terrestre hasta mayores que la órbita de marte.

Cuando se ponen en un gráfico las estrellas clasificadas por su color (que se corresponde con su temperatura superficial) frente a la luminosidad se obtiene un diagrama como el siguiente:

La mayoría de las estrellas se agrupan en la secuencia principal, diagonal en la gráfica. En esta secuencia principal las estrelas más brillantes son las de mayor temperatura superficial.

Algunas estrellas son frias pero muy luminosas (Parte superior derecha del diagrama).
El motivo es que son de gran tamaño. Se las denomina gigantes rojas

Otras estrellas son poco luminosas calientes, enanas blancas, o frías; enanas marrones.
Se encuentran en la parte inferior del diagrama

La mayoría de las estrellas mantienen su emisión de radiación aproximadamente constante durante periodos prolongados de tiempo, pero algunas cambian de brillo en días, semanas o meses, estas son las denominadas estrellas variables

Vida de una estrella

La vida de una estrella depende de su masa
Las estrellas pequeñas viven mucho tiempo pues tiene un núcleo pequeño y gastan poca energía.

Las más pequeñas viven decenas de miles de millones de años. Ninguna se ha apagado aún

Las estrellas medianas viven miles de millones de años. El Son vivirá 9.000 millones, está por la mitad de su vida

Las estrellas grandes viven mucho menos.

Durante la vida consumen H y producen He

Las de tamaño mediano y grande cuando se acaba el H empiezan a cosumir He a mayores temperaturas y forman elementos más pesados (C O N Ne Si Fe) convirtiéndose en Gigantes rojas

Final de la vida de una estrella

El futuro de la estrella depende de la masa

Pequeñas y medianas (De 0.1 a 8 veces la masa solar)

Se van agotando y emitiendo parte de sus capas exteriores (nebulosa planetaria) conirtiéndose en enanas blancas muy densas.
La masa solar quedará contenida en el volumen de la tierra d=1 Tm/cm3.
Las enanas blancas no tienen reacciones nucleares y se convierten progresivamente en enanas marrones al perder temperatura

Grandes (Masa mayor de 8 veces la masa solar)

Da lugar a una supernova explosiva . que emite tanta radiación como toda una galaxia.
Emite al espacio gran parte de su masa quedando un resto una estrella de neutrones o un agujero negro

Las estrellas entre 8 y 20 masas solares dan lugar a estrellas de neutrones
La masa restante tras la explosión es menor de 3 veces la solar
Los átomos no pueden aguantar la gravedad y se combinan protones y electrones formando una especie de átomo gigante de neutrones
Diámetro = 20 Km Densidad=100 millones Tm/cm3

Las estrellas de masas mkayores de 20 veces la solar solares dan lugar a Agujeros negros
La masa restante tras la explosión es mayor de 3 veces la solar
La gravedad es tan intensa que no aguantan las estructuras de los núcleos atómicos. No pueden escapar ni los fotones
El tiempo y el espacio se alteran en su interior
No sale nada.

La materia expulsada por super-novas forma ondas de presión que forman nuevas estrellas y polvo estelar.

Fin de la vida de una estrella en Oneminutephysics

Tipos de restos estelares

Sistemas planetarios

El el proceso de formación de una estrella se forman otros cuerpos celestes
La mayor parte de la masa de la nube que forma un sistema planetario acaba en las estrella pero una pequeña parte 1/100 1/1000 no se incorpora al cuerpo central

Muchas estrelas conocidas son sistemas dobles o múltiples

En estrellas cercanas se han podido detectar planetas.
Se han descubierto cientos de sistemas planetarios y miles de exoplanetas

Se supone que la formación de planetas es un hecho común de modo que debe haber, al menos, tantos planetas como estrellas. Probablemente muchos más.

Se calcula que puede haber decenas o cientos de miles de planetas con condiciones semejantes a la Tierra en nuestra galaxia

La evolución de un sistema planetario parece ser muy variable, no aparece regla general sobre cómo acaban siendo.

Formación de un sistema planetario. Teoría actual sobre el origen del Sistema Solar

El Sistema Solar se ha formado hace 4.600 milones de años a partir de una inmensa nube galáctica de gas y polvo Probablemente una supernova próxima inestabilizó la nube e hizo que contraijera además de proporcionar elementos pesados adicionales En las condiciones de la nube los elementos se combinan dando lugar a compuestos químicos de diferentes propiedades: - H2 y He . Son la mayor parte de la masa. Permanecen siempre gaseosos - Compuestos volátiles. Combinaciones de los elementos más abundantes con el H: CH4 (metano) NH3 (Amoniaco) H2O (Agua). Son sólidos a temperaturas bajas pero se convierten en gases a temperaturas medianas - Polvo : silicatos SiOxMetal. Óxidos de metales sobre todo de hierro. Metales sin combinar Fe, Ni y otros metales Son sólidos o líquidos hasta temperaturas muy elevadas (más de 1000ºC)
	Composición del Sistema Solar
	Formación del sol y los planetesimales La rotación hace que la nube se aplana en un disco. Las partículas en órbita por encima y por debajo del plano terminan colisionando e incorporándose a él. La contracción hace que se caliente la nube de gás y polvo sobre todo en las zonas centrales Las partículas de polvo se condensan por colisión al aproximarse sus órbitas hasta formar cuerpos de unos pocos Kg: planetesimales Diferenciación de planetas rocosos y gaseosos En las zonas internas empieza a hacerse notar la radiación inicial del Sol y desaparecen las sustancias volátiles En zonas más alejadas las partículas son capaces de captar gases y con ello aumenta mucho su masa La acreción (aumento de masa por choques) de los planetesimales da lugar a planetas (hasta 1.000 km de diámetro) Los planetas en formación barren sus órbitas haciéndose circulares y en un plano. El material de la órbita es incorporado al planeta o bien es expulsado de la órbita. Diferenciación por densidades La acreción en los planetas genera calor. Provoca la fusión parcial o total del cuerpo y su diferenciación por densidades. Esta diferenciación por densidades genera aún más calor El núcleo de los grandes planetas permanece aún fundido a varios miles de grados Se destilan gases que pueden dar lugar a atmósferas Final del periodo de acreción planetaria La acreción duró unos 100 millones de años con planetesimales grandes. Luego fueron expulsados o incluidos en los ocho planetas de nuestro sistema Al final del periodo de acreción parecen haberse producido choques catastróficos entre cuerpos de gran masa que explican el satélite de la Tierra o la inclinación de los ejes de Venus o Urano. En cuerpos sin erosión ni vulcanismo quedan huellas de este periodo: saturación de impactos en superficie. Los planetesimales subsisten a grandes distancias 10.000 - 100.000 UA. Se denomina la Nube de Oort y de ella proceden los cometas que de ves en cuando se internan en el sistema solr interno

Nuestro sistema planetario

Formado por una estrella única, el Sol con la mayor parte de materia y masa del sistema.
La masa del sol es 330.000 veces la masa de la Tierra. . 700 veces más masa que el resto del sistema solar en conjunto.

Masa total de los planetas: 446 veces la masa de la Tierra .
El 70% de esta masa la tiene Júpiter

El resto del sistema (asteroides, planetas menores, cometas, gas, polvo) aproximadamente 1 masa terrestre

Comparación de escalas
Para hacerse una idea de las dimensiones del sistema solar es conveniente redicirlo a escalas con las que estemos más familiarizados:

	Diámetro de la Tierra	Diámetro del Sol	Distancia Tierra - Sol	Distancia Sol - Neptuno	Distancia a Centauri	Diámetro de la Galaxia
Tamaño real	13.000 Km	1.4 E6 Km	150 E6 Km	4.5 E9 Km	40 E12Km	1 E15 Km
Tierra =1cm	1cm	1m	107 m	3.1 Km	29.000 Km
Sol = 1mm		1 mm	11 cm	3.1 m	29 Km	800.000 Km

Planetas interiores rocosos

Núcleo de Hierro. Capa de silicatos . Densos unos 5 g/cm3
Atmósferas poco importantes
Densos: Aproximadamente 5 g/cm3
Si son suficientemente grandes conservan vulcanismo y tectónica
Mercurio
Pequeño, muy denso, sin atmósfera, sin tectónica
Venus
Similar en tamaño a la Tierra . Atmósfera densa . temperatura superficial muy elevada . Tectónica . vulcanismo
Tierra
Atmósfera actual de N2 y O2 . Tectónica . Vulcanismo
Luna - Similar a planatas interiores. Sin tectónica reciente
Marte
Atmósfera muy tenue CO2 . Vulcanismo

Planetas exteriores gaseosos

Núcleo pequeño (en comparación con el planeta) de Hierro y silicatos .
Capa de NH3 CH4 H2O H2 y He. Atmósfera muy potente
Poco densos 1 - 2 g/cm3
Muy grandes
Vientos potentes en la atmósfera.
Abundantes satélites y generalmente anillos

Júpiter
El gigante del sistema
Saturno
Similar a Júpiter. Anillos muy importantes
Urano -
Neptuno -

Satélites de los planetas gigantes

Núcleo pequeño de hierro y silicatos
Grandes masas de agua sólida o líquida (interior)
En los muy fríos atmósferas de metano y amoniaco
Bastantes de ellos de gran tamaño
La presencia de agua líquida interna y atmósferas de hidrocarburos les hace candidatos a albergar vida
Los mayores (más de 2000 km de diámetro) son:

Io (Júpiter) - Vulcanismo extremo causado por mareas
Europa (Júpiter) - Satélite de hielo. Tectónica
Ganímedes (Júpiter) - Satélite de hielo
Calisto (Júpiter) - Satélite de hielo
Titán (Saturno) - Atmósfera importante. Mares de metano
Tritón (Neptuno)- Órbita retrógrada. Semejante a planetas enanos externos

Asteroides

Cinturón de rocas restos de un planeta que no se formó debido a la proximidad de Júpiter
Desviadas con frecuencia de sus órbitas van colisionando con los planetas del sistema solar
Cuerpos rocosos o metálicos
El mayor es Ceres de 900 km de diámetro
Puede haber hasta dos millones de asteroide mayores de 1 Km
Hasta 150 millones mayores de 100 m
Lista de asteroides

Planetas enanos externos (plutoides)

Mayoritariamente de hielo de agua, metano y amoniaco
Núcleo de silicatos ..
Muy fríos
Órbitas muy elípticas y alejadas del sistema solar. Cinturon de Keiper
Poco densos : 2 g/cm3

Plutón - Caronte
Eris (Xena)
Sedna
Orcus
Makemake
Haumea

Cometas

Semejantes a planetesimales originales
Desarrollan una cola cuando se acercan al Sol producto de la evaporación de sus compuestos volátiles.
Se van desintegrando
Responsables de lluvias de meteoritos
Proceden de la nube de Oort.
Una zona de miles de miles de millones de cuerpos de hielo
Masa total unas 5 masas terrestres

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