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Cuatro Sesiones de Astronomía
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”
1 AU
1 parsec
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
B0
33 000
16
10 000
10
B5
17 000
6
600
60
A0
9 500
3
60
300
F0
6 900
1.5
6
1 500
G0
5 800
1
1
6 000
K0
4 800
0.8
0.4
12 000
Los tipos
de 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 postsecuencia 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
Gigante roja
Sol
Supergigante
0.01
0.2
1
Núcleo de
hidrógeno
50
Núcleo (inerte) de helio
con cáscara de hidrógeno
300
0.01
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 , M1.44M,   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 versus Sirio 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....
0.01
1000
H
He
C
Ne
O
Si
Fe
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 neutrones
1939: Oppenheimer y Volkoff calculan la estructura
de una estrella de neutrones degenerados: serían tan
pequeñas que no habría forma de encontrarlas.
Enana blanca
•
•
•
•
Masa  M
D  0.008 D  10,000km
ρ  3 ton/cm³
g  460,000 g
Estrella de neutrones
•
•
•
•
Masa  1.44 M
D  20 km
ρ  700,000,000 ton/cm³
g  200,000,000,000 g
B0329
Vela
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, ....