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Cien años del diagrama de
Hertzprung y Russell
Javier A. Ahumada
Observatorio Astronómico
Universidad Nacional de Córdoba
Brillo y colores de las estrellas
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Brillo de las estrellas
Hiparco de Nicea
(190 – 120 a. de J.C.)
3
Magnitudes aparentes
4
Distancias: la paralaje estelar
Las distancias se miden en “pársecs” (pc)
1 pc = 3 y 1/4 años luz
= 30.000.000.000.000 km
(¡¡13 ceros!!)
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Magnitudes absolutas
Estrella
Sol
6
Las estrellas tienen colores
7
El espectro luminoso
8
El espectro luminoso
Isaac Newton
(1642 – 1727)
9
El espectro del Sol
Joseph von Fraunhofer
(1787 – 1826)
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Espectroscopía
Gustav Kirchhoff (1824 – 1887)
y Robert Bunsen (1811 – 1899)
11
Espectroscopía
Sol
Potasio
Sodio
Cesio
Rubidio
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Clases espectrales
Pietro A. Secchi (1818 – 1878)
Antonia Maury (1866 – 1952)
y Annie Cannon (1863 – 1941)
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Masas de las estrellas
La masa del Sol es de
2.000.000.000.000.000.
000.000.000.000 toneladas
(¡¡27 ceros!!)
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Tamaño de las estrellas
Ejnar Hertzprung (1873 – 1967)
Diámetro Betelgeuse (1920) = 480.000.000 km
Hoy: 5 veces más
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E. Hertzprung (1911)
Los “diagramas de Hertzprung”
Pléyades
Híades
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Henry Norris Russell
(1877 – 1957)
El “diagrama de Russell”
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Fuente de energía de las estrellas
¿Química?
¿Meteoritos?
¿Contracción debido a la gravedad?
Lord Kelvin (1824 – 1907)
y Hermann von Helmholtz (1821 – 1894)
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Fuente de energía de las estrellas
Albert Einstein (1879 – 1955)
E = m c2
1 g de masa = 21.500.000.000 kcal
( = combustión completa de 2.500.000 litros
de nafta!)
Para explicar la luminosidad del Sol:
4.500.000 ton/seg
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Entran en escena los átomos…
Ernest Rutherford (1871 – 1937)
Niels Bohr (1885 – 1962)
He
C
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…que permiten explicar las líneas
espectrales…
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Composición química de las
estrellas
Meghnad Saha (1893 – 1956)
La composición
es aproximadamente universal:
Ralph
Fowlerquímica
(1889estelar
– 1944)
● 70-73% de hidrógeno
y Edward
Milne
● 25-28% de
helio (1896 – 1950)
● hasta 2-3% de otros elementos
Cecilia Payne (1900 – 1979)
Albrecht Ünsold (1905 – 1995)
y H. N. Russell
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Constitución interna de las estrellas
Arthur S. Eddington (1882 – 1944)
Temperatura central:
15.000.000 grados
● Sol totalmente gaseoso
● Alta proporción de H
Bengt Strömgren (1908 – 1987)
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La relación masa-luminosidad
La luminosidad es aproximadamente proporcional a la
masa a la cuarta potencia
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La fusión nuclear
Hans Bethe (1906 – 2005)
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Evolución estelar y el diagrama HR
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Evolución estelar
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Diagrama HR del entorno solar
22.000
estrellas
de Hiparco
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Cúmulos abiertos
Pléyades
31
Cúmulos abiertos
Pléyades
M67
32
Cúmulos globulares
NGC 6093
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Galaxias
Carina
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35