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Por : Giovanni Pinzón Estrada
OBSERVATORIO ASTRONÓMICO - FACULTAD DE CIENCIAS
CIUDAD UNIVERSITARIA - SEPTIEMBRE 15 DE 2009
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

Las estrellas son bolas de gas incandescentes
localizadas a distancias enormes para nuestros
sentidos ( parsec ).
Son los principales constituyentes del disco y del
halo de las galaxias.
Todas las estrellas que observamos en una noche
despejada pertenecen a nuestra galaxia
Porque estudiamos las Estrellas ?
 Indicadores
de distancia a las galaxias (SNs,
Variables Cefeidas)
 Búsqueda de Compañía (Planetas
Extrasolares)
 Confirmar la Teoría de Evolución Estelar
(Leyes de la Física son válidas en todo el
Universo)
 Porqué alguien debiera hacerlo. No mirar el
cielo sería perderse un pedazo de la película.
 Ademas todavía es Gratis !

Uno de los logros mas notables de la ciencia
moderna es haber comprendido la naturaleza
ondulatoria de la luz.

TODA LA LUZ PROVENIENTE DE UNA ESTRELLA ATRAVIESA LA
ATMÓSFERA ?
SI
NO
~NO
SI
NO
NO
NO

El Infrarojo: 60's-80's. Hoy: 1-5 micrones (Cercano), 530 micrones (Medio), 30-300 micrones (Lejano).

InfraRedAstronomicalSatellite

StratosphericObservatoryForIRAstronomy


1983, 10
meses 250000. Antes solo ideas vagas. Mapeo
el 96% del Cielo 4 veces en 12, 25, 60 y 100
con resolucion de 0.5-2'
Mid courSpace eXperiment 1996, Militar.
NASA SPaceInfraredTelescope ZER
2003, Probar las teorias actuales sobre la
formacion de las estrellas
El espejo primario de 85 cm de diámetro
está diseñado para operar a
temperaturas de 5.5 K
Hecho en Berilio. La masa total del
telescopio de Spitzer es de menos de 50 kg



GEMINI 8m, Mauna Kea ~4000 m
ESO VLT 8m, Paranal
Herschell 2011-12 (3.5m)l
 William
Wollaston
(1802). Interpuso una
rendija estrecha en la
trayectoria de un rayo
de luz solar. Vio 7
líneas oscuras !
 Fraunhofer 1814, 600
lineas.
Fraunhofer y su
espectrografo
 1859
Kirchhoff & Bunsen identifican el
porque de lineas oscuras : Cuando ciertos
elementos quimicos se calientan con una
llama entonces aparecen lineas brillantes en
las mismas posiciones que las oscuras
observadas por Fraunhofer.
Líneas : Huellas los elementos químicos
Na
H
Ca
Mg
Ne
Clasificación de los Espectros
Continuo
Emision
Absorcion
El Diagrama
HertzsprungRussell

Ejemplo

como llegan las estrellas a la SP?
Las Estrellas Nacen en NUBES
B Pic (1984)
B Pic (2006)
AU Mic (2007)
6555
TWA 3A
6560
6565
6570
6575
Estrellas Jovenes y formación de planetas
Un Modelo de una Estrella Joven
Objetos tipoHerbig Haro




Producción
de Energía
Equilibrio
Hidrostático
Conservación
de la materia
Conservación
de la energía
(condiciones
para el
transporte de
la luz en el
interior)
 Esta
fuente se mantuvo desconocida
hasta mediados del s. XX cuando Hans
Bethe describio la cadena PP
4H → He4

En estrellas de masas mayores al Sol ocurre es el
Ciclo CNO
HIDROGENO
HELIO
HIDROGENO
HELIO
HIDROGENO
HELIO
Aquí se detiene la Sintesis !
• Las estrellas
masivas producen
una sucesión de
elementos químicos
a medida que estas
evolucionan.
• El Hierro para la
Cadena.
Endotérmico.
 Cuando
el Helio se acaba, el nucleo de
He colapsa hasta que la temperatura es
adecuada para convertir Carbono en
Magnesio o en Oxigeno.
A
través de una combinacion de
procesos consecutivos o en cadena, se
forman entonces los elementos mas
pesados.
Optico
Rayos-X
Una Estrella de Neutrones (Si la masa del
nucleo es menor a 5 masas del Sol)
• Durante el colapso los electrones y protones
se combinan para formar neutrones.
• R~10 Km
Un Agujero Negro (Si la masa del nucleo es
mayor que 5 masas del Sol)
Supernovas comprimen
el gas y el polvo del
medio interestelar.
Esta compresion origina
el colapso del gas
circundante y el
nacimiento entonces de
una nueva generación
de estrellas.
Estrellas
como
el Sol
Estrellas mas
pesadas que
el Sol