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ASTROFISICA
Javier de Lucas
Son esferas de gas que producen enormes cantidades de
energía en procesos de fusión nuclear.
La estrellas cumplen con un ciclo de vida
• se forman en las nubes de gas y polvo que existen entre las
estrellas (medio interestelar)
• nacen al iniciar la fusión nuclear, cuando 4 núcleos de H se
transforman en uno de helio
• tendrán una vida, cuya duración dependerá principalmente de
cual fue su masa inicial
• mueren de diversas maneras, regresando gran parte de su masa
(ahora más rica en elementos pesados) al medio interestelar.
Distancia
Velocidad
Color
Tamaño
Temperatura
Masa
Densidad
Presión
Tipo espectral
Composición química
Edad
Brillo
Fuentes de energía
Variabilidad
Asociación con otras
estrellas:
Binarias
Cúmulos
MAS PREGUNTAS
¿Dónde nacen las estrellas?
¿Cómo se forman?
¿Cuánto tiempo viven?
¿Cómo evolucionan?
¿Cómo terminan sus vidas?
¿Cuántas estrellas existen?
¿Cuántas tienen planetas?
¿Existe vida fuera de nuestro planeta?
Distancia a Las Estrellas
La técnica mas directa para medir distancias a las estrellas
es la de paralaje. Se efectúan observaciones del campo
de la estrella, cuando la Tierra se encuentra en
posiciones opuestas de su órbita alrededor del Sol.
p
Estrellas de fondo
(más lejanas)
dparsecs = 1 arcsec / Parcsec,
Donde P arcsec es el ángulo de paralaje medido en segundos de arco.
El resultado dparsec es la distancia en parsecs.
Método de la Paralaje
Friederich Bessel (1784-1846)
El primero en observar el paralaje y utilizarlo para medir distancias
a las estrellas. En 1838 descubre que la estrella 61 del Cisne tiene
un paralaje de 0.314” (el valor correcto es 0.292”), por lo que se
encuentra a 10 años luz del Sol. Un parsec equivale a 3.2 años luz
de distancia.
“El más grande y glorioso triunfo que ha
experimentado la Astronomía práctica” John
Hershell
“Puso por primera vez nuestras ideas sobre el
Universo sobre una base sólida” Heinrich Olbers
Otras contribuciones de Bessel
Es famoso por descubrir a Sirio B, la compañera de Sirio (enana
blanca, la primera estrella compacta en ser descubierta).
 En matemáticas son sumamente conocidas las funciones de Bessel,
que encontró por primera vez en sus estudios sobre perturbaciones
planetarias.
 Estudios geodésicos de arcos meridianos, que le permitieron
encontrar que la elipticidad de la Tierra es de aproximadamente 1/299.
 Estudió las perturbaciones producidas sobre Urano por un planeta
desconocido (Neptuno), pero murió antes de concluir sus cálculos.
Hasta hace pocos años, el método del paralaje
se utilizaba para medir distancias a estrellas
que están relativamente cerca (a menos de 50
pc).
Hoy en día, gracias a la nave Hipparco,
conocemos distancias, brillos, colores y
velocidades de más de 100.000 estrellas que
se encuentran a distancias muy superiores a
los 100 parsecs.
El color de una estrella, caracterizada por la longitud de
onda en la cual emite la mayor cantidad de radiación, está
relacionado con la temperatura, a través de la Ley de
Wienn.
λmax= 0.29 cm / T(ºK),
Donde λmax es la longitud de onda a la cual emite la máxima
radiación, y T es la temperatura (superficial) del cuerpo
negro en grados Kelvin.
¿De qué color es el Sol?
Para el Sol, T(ºK) = 5800, por lo que la ley de
Wienn nos indica que:
λmax = 0.29 cm / 5800 =
= 5x10-5 cm = 5000Å
Que se localiza entre los colores amarillo y
verde del espectro electromagnético.
La Ley del Cuerpo Negro de Planck
Espectro del
Cuerpo Negro
de Planck
Ley de Stefan Boltzmann
La luminosidad de una estrella, se define como la
energía que emite por segundo de tiempo. La ley
de Stefan Boltzmann, nos dice que L depende del
área y de la temperatura.
L = 4πR2σT4,
donde σ=5.67x10-5 erg cm-2 s-1 K-4 es la constante
de Stefan Boltzmann y R es el radio de la estrella.
Para el caso del Sol tenemos:
T = 5800K
R = 6.96x1010 cm.
Substituyendo en la ecuación anterior,
L = 4π(5.67x10-5)(6.96x1010)2(5.8x1033)4erg/s
L = 3.9x1033 erg/s
Ley Inversa del Cuadrado
I/9
A=4πR2
I/4
I
S
R
2R
3R
I = S/(4πR2)
Esta ley nos dice como se diluye la luz con la distancia
A la cantidad de energía que recibimos del Sol por
unidad de área y por unidad de tiempo se le
conoce como la constante solar. Podemos
calcularla si conocemos la luminosidad del Sol y
aplicamos la ley inversa del cuadrado para la
distancia a la que se encuentra la Tierra desde el
Sol.
Como vimos anteriormente, la luminosidad solar
es: L = 3.9 x 1033 ergs/seg, es decir, 4x1026 W.
La constante solar viene dada por: L/(4πR2), la cual
resulta ser: 1400 W por cada m2 de superficie
terrestre.
La principal fuente de energía en la Tierra proviene
del Sol. Los vientos, la evaporación del agua de
mar, la fotosíntesis, el petróleo, etc., tienen su
verdadero origen en la energía que se genera en el
interior del Sol, al unirse 4 átomos de hidrógeno
para formar uno de helio.
Diferentes Tipos de
Espectro
Continuo
Líneas de
emisión
Líneas de
absorción
Niveles de Energía del Átomo de Hidrogeno
E(ev)
15
E=13.6
Bracket
Pashen
10
δγβα
Pfund
n = infinito
n=3
n=2
Balmer
5
εδγβα
n=1
Lyman
Energía de ionización = 13.6 ev
λ = 912 Å
SALTOS ELECTRONICOS
SALTOS ELECTRONICOS
Clasificación Espectral de las
Estrellas
Hay muchas maneras en que se pueden clasificar las estrellas: respecto al
color, la temperatura, el brillo, la masa, etc. Sin embargo, el espectro de las
estrellas ha demostrado ser una de las más útiles.
Entre los años 1880 y 1920, se tomaron espectros de miles de estrellas. En
dicho trabajo destacó la aportación de un buen número de astrónomas que
del Observatorio de Harvard (notablemente, Annie Jump Cannon).
Denominaron tipo A a las estrellas con las líneas más prominentes de
hidrógeno, Con B a las que le siguen, etc. La clasificación terminaba en la
letra P.
Clasificación Espectral de las
Estrellas
En los años 20, a medida que se alcanza una mejor
comprensión sobre la naturaleza de las estrellas, se
descubre que tiene más sentido clasificar a las
estrellas de acuerdo con su temperatura superficial.
De esta forma, la clasificación espectral comienza
con las estrellas más calientes, que corresponden a
la letra O en la clasificación de Harvard. La
secuencia de la clasificación espectral moderna es
O, B, A, F, G, K, M.
Recurso mnemotécnico para recordar el orden de
las letras utilizadas en la clasificación espectral.
ORDEN ESTELAR
O Be a Fine Girl Kiss Me Right Now Sweet
O Be a Fine Guy Kiss Me Right Now Sweet
Oh Buy A Fine Green Kilo Man (Berkeley, 60s)
On Bad Afternoons Fermented Grapes Keep Mrs. Richard
Nixon Smiling (Caltech, 80s)
Only Boys Accepting Feminism Get Kissed Meaningfully.
Oh Backward Astronomer, Forget Geocentricity;
Kepler's Motions Reveal Nature's Simplicity
Annie J. Cannon
Henrietta
Leavitt
Clasificación Espectral
La Relación entre el Estado de Ionización y
la Clasificación Espectral
Espectro de Fraunhofer
El Diagrama de Hertzsprung
Russell
La importancia de la clasificación espectral se debe a que existe una
relación directa entre ésta y el brillo (luminosidad o magnitud) de una
estrella. Los primeros en encontrar esta relación fueron los astrónomos:
Ejnar Hertsprung (danés) y Henry Norris Russell (norteamericano).
H y R se dieron cuenta que si se grafica la temperatura, el color, o la
clasificación espectral en el eje horizontal, y el brillo en el vertical, más
del 90% de las estrellas quedan contenidas en una banda diagonal muy
estrecha. También observaron, que las estrellas gigantes, las supergigantes y las enanas, ocupan regiones muy separadas dentro de este
diagrama.
El diagrama HR, como se le conoce actualmente, es sumamente útil
para estudiar la evolución de las estrellas.
Diagrama HR (Hertzsprung Russell)
Para Estrellas en la Vecindad Solar.
LUMINOSIDAD ESTELAR
Datos del Satélite Hiparco
Datos del Satélite Hiparco
Relación Masa-Luminosidad de las Estrellas
Los astrónomos Morgan y Keenan, añadieron
a la clasificación espectral de Harvard, la
luminosidad de las estrellas. Esto permite
evitar muchas confusiones en la clasificación.
Ia
Ib
II
III
IV
V
Supergigantes más luminosas
Supergigantes menos luminosas
Gigantes luminosas
Gigantes normales
Subgigantes
Secuencia principal (enanas)
Sistema Binario de Castor
1790
1830
1870
1950
1910
Sistema Binario de Sirio
Movimiento del Sistema de Sirio
La Masa de las Estrellas
Ri es la distancia a la estrella con masa mi medida desde el centro
de masa C.M. del sistema. Por definición de C.M., M1R1=M2R2.
Por la 3a Ley de Kepler, M = R3/P2,donde M=M1+M2 (en masas
solares), R=R1+R2 (en A.U) y P es el periodo (en años terrestres).
M2
R2
C.M
R1
M1
Para el Sistema binario de Sirio tenemos:R= 20.0 A.U, P=50 años. La 3a
Ley de Kepler nos da: M = 3.2 Msol. Y como R2/R1=2, M1/M2=2. Entonces
M1+M2=M1+M1/2= 3.2 Msol. Y M1 = 3.2 Msol/1.5 = 2.13 Msol y M2 = 1.07Msol.
La estrella 2 es una enana blanca.
Sabemos que el Sol ha estado brillando (con casi la
misma intensidad), 4500 millones (4.5x109 años).
También sabemos que la luminosidad (energía
radiada por unidad de tiempo) del Sol es muy
grande L=3.9x1033erg/s. La pregunta es ¿Cómo
se genera la energía en el Sol y en el resto de las
estrellas? ¿Cómo puede brillar por tanto tiempo?.
Durante algún tiempo se pensó que la energía de
las estrellas proviene de la conversión de energía
potencial (mecánica), en calor y radiación, en el
proceso de contracción de una estrella.
Pero, la energía total que podría disiparse por ese
mecanismo sólo mantendría la luminosidad solar
por menos de 10 millones de años. Este fue la
conclusión de Kelvin y Helmholtz.
La explicación al problema de la producción
de energía en la estrellas fue resuelto en
este siglo. La primera clave para la
explicación es, la famosa ecuación de
Einstein que relaciona a la materia y la
energia: E = m c2.
Los detalles sobre el mecanismo, solo
pudieron lograrse gracias a los avances de
la Física Nuclear. Ahora sabemos que es la
fusión nuclear, la responsable de que brillen
las estrellas.
4MH – MHe = ΔM = 0.7% x masa de la estrella.
E = Δmc2
Para el Sol, ΔM = 2.0x1033 gr.
H
H
H
H
He
Como L=E/T, T=E/L, el tiempo total que durará
el Sol será de 1010 años
Fusión Nuclear: La Fuente de energía de
las Estrellas. Cadena Protón-Protón
Nótese lo lento de este proceso
+ 1H 2H + positrón (e+) + neutrino (v)
2H + 1H
3He + rayo gamma (γ)
3He + 3He
4He + 1H + 1H
1H
Es la cadena dominante en el Sol. Es decir,
la mayor parte de la energía que se produce
en el Sol es debida a esta reacción.
12C
+ 1H
13N
13C
+ 1H
14N + 1H
15O
15N + 1H
13N
+y
13C + (e+) + v
14N + y
15O + y
15N + (e+) + v
12C + 4He
(decaimiento ß+)
(decaimiento ß+)
El carbón actúa como catalizador en esta
reacción.
Es la cadena dominante en producción de
energía para estrellas más masivas que el
Sol (mayor que 1.1 masas solares).
Cadena Nuclear Dominante
Como Función de la Masa
3 4He
12C
Se le llama así, porque la partícula alfa
(α) no es otra cosa más que un núcleo de
helio (4He), sumamente importante en el
inicio del proceso de construcción de los
elementos pesados en las estrellas.
56Fe
Máxima
estabilidad
Formación Estelar
Las estrellas nacen en nubes de gas y polvo.
La nebulosa de Orión es un ejemplo de estas.
M 20
Imagen en el infrarrojo de la Nebulosa de KleinmannLow (KL Orión), donde existe una intensa formación
estelar. Nótense los fuertes vientos producidos por
nuevas estrellas.
Las Primeras Etapas de la Vida de las
Estrellas. Los objetos T Tauri
Se aprecia disco de acreción
y chorros
Sistema binario librándose
de su material
Imagen IR tomada por
NICMOS (en el HST),
de una de las estrellas
más brillantes de la Vía
Láctea.
Tiene 100 veces más
masa que el Sol, y brilla
como 10 millones de
Soles.
La estrella no se observa en el visible, ya que
se encuentra muy cerca del centro galáctico.
M 16
13C
+ 4He
16O
17O
+ 4He
20Ne
+n
21Ne
+ 4He
24Mg
+n
+n
En el interior de las estrellas, cuando la
abundancia del helio es suficientemente alta,
empiezan a producirse núcleos cada vez más
pesados.
La respuesta depende de cual es la masa final de la
estrella. En muchos casos, esto a su vez depende
en cual es la masa inicial de la estrella.
Las estrellas que al final de su vida tienen una masa
menor que 1.4 masas solares (masa límite de
Chandrasekhar), terminan siendo enanas blancas.
Previamente pasan por su etapa de nebulosa
planetaria.
Muerte de estrellas como el Sol.
Nebulosa Planetaria M57
Nebulosa Planetaria M27
NGC7009
Las estrellas que al fin de su vida poseen una masa superior
a la de Chandrasekhar, no pueden ser enanas blancas.
Estas explotan en un proceso conocido como supernova, en
el cual la estrella enriquece al medio ambiente con núcleos
más pesados. Del núcleo de la estrella puede formarse una
estrella neutrónica (que a veces puede como un pulsar).
Si la masa final es superior a las 9 masas solares, se forma
un agujero negro.
Fe
Si
O
C
He
H
Una estrella de 20 masas solares dura
10 millones de años quemando
hidrógeno en su núcleo (secuencia
principal), 1 millón de años quemando
el He, 300 años el carbono, 200 días
el oxígeno y tarda sólo 2 días en
consumir el silicio. La explosión de la
supernova es inminente.
56Fe
4He
+ γ → 13 4He + 4n
+ γ → 2 H +2n
La muerte de la Estrellas muy masivas
Remanente de la Supernova 1987a
Las estrellas se asocian en sistemas
binarios, en grupos de unas cuantas
estrellas, en cúmulos abiertos (conocidos
también como galácticos) y en cúmulos
globulares.
Estos a su vez constituyen una parte de lo
que es una galaxia. Las galaxias mismas
se asocian en cúmulos y los cúmulos en
supercúmulos.
Hyades (Cúmulo Abierto)
The images of the Hyades, Pleiades, and Praesepe are to scale and are copyrighted by Till
Credner (Max-Planck-Institut fur Aeronomie) and Sven Kohle (Astronomical Institutes of
the University Bonn).
CATALOGO MESSIER
FIN
DE LA PRESENTACION
LAS ESTRELLAS
JAVIER DE LUCAS