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Cuatro Sesiones de Cuatro Sesiones de AstronomíaAstronomía
3. Las estrellas
Alberto Carramiñana Alonso
Liceo Ibero Mexicano, 16 agosto 2002
Las estrellas son soles
• Comparamos sus brillos mediante la escala de magnitudes: – m1=m2-2.5log10(f1/f2)
– Cinco magnitudes representan un factor de 100.
• Vega m=0, Sirio m= –1.46, Alcyone m=2.9.
• El Sol m = –26.72 tendría magnitud 0 a 220 mil UA de distancia.
La distancia a las estrellas (1)
• Paralaje trigonométrico:– Método básico de determinación.– Define al parsec: d(pc) = 1/p(“) 1
pc = 206265 UA = 3.2616 años-luz.– Empleado exitosamente por Bessell en 1838 con
61 Cygni (p=0.316” d=3.16 pc).– Restringido a distancias “pequeñas” ( 1000 pc).
1 AU
1 parsec
1”
La distancia a las estrellas (2)
• Algunos métodos de estimación:– Por paralaje.– Por movimiento colectivo en cúmulos.– Por movimiento colectivo en la Galaxia.– Estimando la luminosidad de la estrella
(variables Cefeidas; suponiéndola).
Hay distintos tipos de estrellas
• Primera evidencia: el descubrimiento de las estrellas binarias. Sirio B.
• La luminosidad (magnitud), temperatura (color), estructura y evolución de una estrella está determinada por su masa y composición química.
• Equilibrio entre presión y gravedad.
El diagrama HR
• Hertzsprung - Russell.
• Color - magnitud temperatura - luminosidad.
• Estimado en cúmulos o estrellas con distancias conocidas (Hipparcos).
• La mayoría de las estrellas se agrupan sobre una línea curva denominada “secuencia principal”.
• Hay otros grupos notorios.
El diagrama HR• Color - magnitud temperatura - luminosidad.
• Tipos espectrales: OBAFGKM secuencia de temperatura.
La secuencia principal
• Son aquellas estrellas que brillan al convertir hidrógeno en helio.
Tipo Temperatura (K)
Masa (M)
Luminosidad (L)
Duración (millones años)
O 7.5 38 000 25 80 000 2
B 0 33 000 16 10 000 10
B 5 17 000 6 600 60
A 0 9 500 3 60 300
F 0 6 900 1.5 6 1 500
G 0 5 800 1 1 6 000
K 0 4 800 0.8 0.4 12 000
Los tipos Los tipos de estrellasde estrellas
• De acuerdo al diagrama color luminosidad (HR).
• Protoestrellas.• Secuencia principal (V).• Post-secuencia principal: gigantes (II, III)
y supergigantes (I).• Degeneradas (enanas blancas, estrellas de
neutrones) y hoyos negros.
El Sol es una estrella normal
• Tipo espectral: G2 V
• Masa = 1.989 1030 kg (330 000 M
)
• Radio = 696 000 km (109 R)
• Luminosidad = 3.86 1026 Watts
• Tsup = 5770 K
• Tc = 15 000 000 K
• Podemos estudiar su núcleo (heliosismología), cromosfera, corona, ciclos de actividad, eyecciones, viento...
0.2 D
La fuente de energía del Sol
• Conversión de hidrógeno en helio:
– Secuencia protón - protón o ciclo del carbono.
– m(He) = 3.971 m(H) E = m c2
1H + 1H 2H + +
1H + 2H 3He +
3He + 3He 4He + 1H + 1H
La actividad solar
• Ciclo de manchas solares cada 11 años.
• Ráfagas, emisiones coronales, viento solar.
• Influencia en el clima terrestre (mínimo de Maunder).
Estrellas post-secuencia principal
• Gigantes y supergigantes rojas (Betelgeuse).
• Al haber agotado el hidrógeno generan energía vía: He C núcleo muy compacto (0.01 R para alcanzar T 1011 K) y atmósfera extendida (centenares de R) y muy tenue.
• Viven poco tiempo y terminan como supernovas: explosión catastrófica que durante unos meses brilla tanto como una galaxia entera (1011 L).
Etapas de evolución del Sol
1
0.2
50
0.01SolGigante roja
300
0.01Supergigante
Núcleo de hidrógeno
Núcleo (inerte) de helio con cáscara de hidrógeno
La evolución final del Sol
• El helio se prenderá subitamente y las capas exteriores del Sol serán expulsadas, formando una nebulosa planetaria.
• El núcleo de la gigante quedará caliente, inerte y degenerado, formando una enana blanca.
Estrellas degeneradas
• No generan energía: equilibrio entre gravedad y presión cuántica:
• Enanas blancas:– presión por degeneración de electrones.– R R/100 R , M1.44M, 106 g/cm3 .
• Estrellas de neutrones:– presión por degeneración de neutrones.– R 10 km , M 1.44M, 1017 g/cm3 .
• ¡Producto final de la evolución estelar!
Sirio A Sirio A versus versus Sirio BSirio B
• Luminosidad = 23.5 L
• Masa = 2.3 M • T = 9,910 grados
• Diámetro = 1.6 D
• Densidad = 0.8 g/cm³
• Gravedad = 25 g
• L = 0.03 L • M = 1.05 M • T = 27,000 grados
• D = 0.008 D • ρ = 3 toneladas/cm³
• g = 460,000 g
Hacia la explosión de una supernova
• Estrellas masivas (digamos 20 veces mas masivas que el Sol) continuan su evolución convirtiendo helio en carbono, carbono en oxígeno, etc....
1000
H HeC
Ne O Si Fe
0.01
La catástrofe del hierro
• El hierro no puede producir reacciones nucleares colapso catastrófico.
• El núcleo se contrae a 70,000 km/s y en un segundo se comprime formando una esfera de unos pocos kilómetros de diámetro.
• El núcleo rebota sobre sí mismo y empieza a expandirse a cientos de miles de km/s.
• Se produce una supernova.
Supernovas históricas• SN 185: registro Chino de una estrella huésped visible entre 8 y 20 meses en la
constelación de Centauro. Magnitud -2.• SN 393: registrada en China y visible 7 meses. En la cola de Escorpión.
Magnitud -3.• SN1006: la más brillante en registros históricos: magnitud -9 luna en cuarto.
Vista por Chinos, Japoneses, Coreanos, Árabes, Europeos, en la constelación de Lupus.
• SN 1054: registrada por Chinos (dando la posición cercana a Tauri y fecha 4 de julio) y Japoneses (comparada con Júpiter). Visible de día durante 23 días (mag=-5). No hay registros europeos. Apareción en Tauro y está asociada con la nebulosa del Cangrejo.
• SN 1181: vista en China y Japón. Se estima de magnitud -1. En Cassiopeia. Probablemente 3C 58.
• SN 1572: observada por Chinos, Coreanos, y reportada en detalle por Tycho Brahe. Visible 15 meses y magnitud -4. Los registros de Tycho la asocian firmemente con G120.1+1.4.
• SN 1604: observada por Chinos y Coreanos, y reportada en detalle por Kepler. Visible por 366 dias y de magnitud -3. Asociada con 3C 358.
Del siglo XX: SN 1987A
Estrellas de neutronesEstrellas de neutrones
• Masa M
• D 0.008 D 10,000km
• ρ 3 ton/cm³
• g 460,000 g
• Masa 1.44 M
• D 20 km
• ρ 700,000,000 ton/cm³
• g 200,000,000,000 g
Enana blanca Estrella de neutrones
1939: Oppenheimer y Volkoff calculan la estructura de una estrella de neutrones degenerados: serían tan pequeñas que no habría forma de encontrarlas.
VelaB0329 B1937
Estrellas binarias
• La mayor parte de las estrellas son binarias.
• A partir de su movimiento es posible estimar la masa de las estrellas.
Lyrae: la doble doble
Cúmulos estelares
• Cúmulos abiertos: las estrellas se forman en cúmulos. Los cúmulos abiertos son jóvenes, contienen miles de estrellas y se dispersan rápidamente. Ejemplos: las Pléyades, las Hyades.
• Cúmulos globulares: agrupaciones de 105 o 106
estrellas de edad similar a la de la Galaxia. Ejemplos: Centauri, M3, M13, ....
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