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Las estrellas son los ladrillos de las galaxias Las estrellas, de las más jóvenes a las más viejas, son uno de los constituyentes más importantes de las galaxias. Conociendo la distancia a la que está la estrella (a partir de su paralaje) y midiendo su brillo aparente (la luz que recibimos de la estrella) podemos saber cual es el brillo real de la estrella. a i a G e , u d a q d s e a í a n b l ó a i a S c n i ¿ s o i o c p r o m p o c s a pro l a l y e a d s a % 1 m ? l a a i e l x d a l a a c i G m a í l e qu d s a l l e estr Una estrella con el mismo brillo real que otra pero más cercana parece que brille más. La evolución de las estrellas Diagrama Hertzprung-Russell Vidas posibles de una estrella según su tamaño 10 10 Estrella normal Gigante roja Ra dio s Nebulosa planetaria Enana blanca 1R ad is s Nebulosa estelar 2 Ra di o 10 ss ola res sol are s ola r 3 Ra di o ss ola res SUPERGIGANTES SECUENCIA s GiGANTES luminosidad (unidades solares PRINCIPAL Estrella de neutrones Estrella masiva Supergigante roja 0,1 10 10 Ra dis s -2 ola r s Ra dis sol a rs ENANAS BLANCAS -3 Ra dis sol a rs Supernova Agujero negro más temperatura temperatura en la superficie (Kelvin) menos temperatura El diagrama Hertzprung-Russell relaciona el brillo de cada estrella con su color y su temperatura. Representa la foto familiar de las estrellas. La posición de una estrella en el diagrama nos permite conocer su edad y su evolución pasada y futura. Estrellas binarias Gaia puede "pesar" las estrellas que viven en parejas: la gravedad que las mantiene atadas define la órbita que observamos visualmente. Cuando las estrellas se eclipsan mutuamente, la duración de los eclipses nos permite deducir el tamaño de las estrellas. Brillo Periodo Tiempo Equipo NASA, ESA, y el patrimonio Hubble (STScI/AURA), C. Bailyn (Yale), W. Lewin (MIT), A. Sarajedini (Florida), and W. van Altena (Yale) ¿Cómo obtenemos su brillo? Cúmulo globular M13 9
