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Las estrellas
CosmoCaixa
Verano 2004
Algunos números y unidades
MSol = 2 x 1030 kg
RSol
= 700 000 km
TSol
= 6000 C (superficie)
1 Unidad Astronómica (UA) = 150 000 000 km
1 Año Luz = 9.46 x 1012 km
1 Parsec (pc) = 3.26 años luz
Hay alrededor de 2000 estrellas conocidas en una esfera
centrada en el Sol y de radio 80 años luz (25 pc)
Magnitudes y brillos de las estrellas
El brillo de las estrellas se mide en magnitudes:
Las estrellas más brillantes a simple vista tienen magnitud  -1
Las estrellas más débiles a simple vista tienen magnitud  6
A una diferencia de magnitudes de 5 unidades corresponde un
cociente de brillos de 100:
El brillo de una estrella de magnitud 1.0 es 100 veces
mayor que el brillo de una estrella de magnitud 6.0
De la misma forma, el brillo de una estrella de magnitud 10.0
es 100 veces mayor que el de una estrella de magnitud 15.0
...sin embargo hay que hacer un matiz
Una estrella puede parecer más brillante que otra sólo por
encontrarse más cerca de nosotros: por ejemplo, el Sol es
aparentemente más brillante que Sirio, pero intrínsecamente no
lo es...
Si colocaramos a la misma distancia (por ejemplo 10 pc) unos
cuantos objetos conocidos, observariamos lo siguiente:
maparente
Mabsoluta
Sol
–26.7
+4.8
Luna llena
–12.7
+32.0
–4.3
+29.0
–1.45
+1.4
Venus
Sirio
Sirio es, por tanto, 23 veces más brillante que el Sol
¿Qué es una estrella?
Una estrella es, en una definición sencilla, una esfera de gas, en
su mayor parte formada por hidrógeno (H) y helio (He) con un
núcleo muy caliente donde se producen las reacciones
nucleares de fusión que son el origen de la luminosidad
emergente en su superficie
Energía
E = m c2
1 núcleo de helio
4 protones
(2 protones + 2 neutrones)
¿Cómo es una estrella?
Fotones
Neutrinos
Núcleo
T  107 C
¡En el Sol un fotón
tarda unos 100 000
años en viajar del
núcleo a la fotosfera!
Fotosfera
T ~ 103 - 104 C
Una rápida mirada al Sol
¿Cómo conocemos las propiedades de las estrellas?
Prisma
Espectro continuo
Gas caliente
Las líneas espectrales
son las huellas
dactilares de los
elementos químicos
Espectro de emisión
El hidrógeno aparece como...
Gas frio
Espectro de absorción
El espectro electromagnético
Optico
Rayos 
Rayos X
UV
Infrarrojo
Longitud de onda
Energía
Radio
Los colores de las estrellas
Betelgeuse 3100 K
Cúmulo M7
Rigel
11 000 K
Nubes estelares
en Sagitario
Otra forma de comprender los colores...
Longitud de onda
Longitud de onda
Longitud de onda
La composición de las estrellas
La composición química de la mayoría de las estrellas es muy
similar a la del Sol. Las abundancias relativas, en masa, para
los elementos más significativos son:
Hidrógeno (H)
Helio (He)
73.4%
24.9%
Carbono (C)
0.29%
Nitrógeno (N)
0.10%
Oxígeno (O)
0.77%
Neon (Ne)
0.12%
Hierro (Fe)
0.16%
El nacimiento de las estrellas
Nubes de hidrógeno
y polvo interestelar
30 Dor
...otro ejemplo
IC 2944
Nubes de gas y
polvo interestelar
Estrellas nacientes
...y otro más: una simulación por ordenador
Cortesía de
Matthew Bates
(Universidad de
Exeter)
Estrellas muy jóvenes
Estrellas jóvenes: las Pléyades
Cúmulo estelar joven:
125 000 000 años
Remanente del
gas interestelar
La “secuencia principal”
Es la etapa de la vida de la estrella en la
que las reacciones predominantes en el
núcleo son 4 H+  He++ + energía
El Sol lleva en esta fase 5 000 000 000 años y
quema en cada segundo unos 500 millones
de toneladas de H
Tamaño de la Tierra
Propiedades en la secuencia principal
120 MSol
15 RSol
1 MSol
1 RSol
T = 50 000 C
T = 6 000 C
12 MSol
0.7 MSol
8 RSol
0.7 RSol
T = 30 000 C
T = 5000 C
2.5 MSol
0.5 MSol
2.5 RSol
T = 9500 C
1.5 MSol
0.6 RSol
T = 3500 C
1.5 RSol
T = 7000 C
M < 0.08 MSol
límite subestelar
Enanas marrones
Las estrellas son entidades complejas...
Las estrellas presentan vientos
estelares, eyecciones violentas de
partículas, campos magnéticos...
¿Cómo es la vida de las estrellas?
La vida de la estrella es una batalla de la presión contra la gravedad
Presión de radiación
Gravedad
¿Qué sucede cuando acaba el H en el núcleo?
La gravedad comienza a dominar
Capa de H en ignición
Capa de H inerte
Estrellas de tipo solar
El núcleo se contrae
Núcleo de He
Las capas exteriores se expanden
Fase de gigante roja
¿Y más tarde?...
El núcleo de He hace ignición, produciendo C y O
Capa de H inerte
Capa de H en ignición
Capa de He en ignición
Núcleo de C y O
La estrella adquiere una estructura
de “cebolla” y diversos fenómenos
producen la expansión de la
envoltura
Nebulosas “planetarias” (¡ojo!)
Algunos ejemplos: la nebulosa “Raya”
...y la nebulosa de la “Hormiga”
Enanas blancas
Masa < 1.44 MSol
Densidad  106 - 107 g/cm3
Radio  1 RTierra
Un esquema global...
Estrellas de tipo solar
Protoestrella
Secuencia principal
Secuencia
principal
1010 años
Gigante
roja
Enana blanca
Gigante roja
109 años
Enana blanca
¿Qué sucede con las estrellas más masivas?
El núcleo va produciendo elementos más y más pesados
Capa de H, He
Estrellas muy masivas
Secuencia principal
Capa de C, O
106 - 107 años
Capa de O, Mg, Si
Supernova
Núcleo de Fe, Ni, S
El hierro es el elemento más estable:
la estructura de la estrella colapsa
sobre el núcleo
...y se produce una explosión: la supernova
SN 1054
Nebulosa del
Cangrejo
Estrellas de neutrones (“púlsares”)
Eje de rotación
Haz de radiación
1.44 MSol < Masa < 3 MSol
Densidad  1013 - 1015 g/cm3
Radio  30 km
Haz de radiación
Un ejemplo cercano: SN 1987A
...y agujeros negros
...y agujeros negros (ahora en serio)
Masa > 8 MSol
La materia se halla comprimida
en un estado desconocido
Composición artística del agujero negro y de su
estrella compañera en el microcuásar GRO J1655-40
Agujeros negros y “curvaturas”
Orion
Sirio
¡Orion!
¡Sirio!
Un esquema de la evolución estelar
0.75 MSol < M* < 5 MSol
Gigante
roja
Nebulosa
planetaria
Enana
blanca
M* < 1.4 MSol
Contracción
Secuencia
principal
Estrella de
neutrones o
Supergigante
M* > 5 MSol
Supernova
agujero
negro
Generaciones múltiples de estrellas
...y el ciclo de la vida continúa
¿Cómo calcular la distancia a las estrellas?
Método de las paralajes
Método de las Cefeidas
O
B
A
F
G
K
M