Download Estructura y Evolucion de las Estrellas

Ciencias de la Tierra y el Espacio, 2003.
ESTRELLAS
Dr. Tabaré Gallardo
Instituto de Física - Dpto. de Astronomía
Facultad de Ciencias
•Distancia, Luminosidad, Temperatura, Radio, Masa
•Espectros, composición
•Estructura
•Energía
•Evolución
•Estados finales (objetos compactos)
•Medio interestelar y origen de las estrellas
Métodos para medir las propiedades básicas de las estrellas
distancia
midiendo paralaje
luminosidad
L  4π  (distancia ) 2  Frecibido
temperatura
superficial
radio
midiendo color
o
T  cte/λ max
L  4π  R 2   T 4
masa
sistema binario
composición
líneas espectrales - modelo
DISTANCIAS
1 UA
d
tan p
L  4  r  F (r )  cte
LUMINOSIDAD
2
Magnitud aparente: Pogson
F
m  mo  2.5  log
Fo
F
 100  m  mo  5
Fo
Se define en filtros U B V R I o bolometrica (integrada en todo el
espectro)
Indice de Color:
FB
B  V  2.5  log
 cte
FV
El vinculo de la magnitud
aparente con la distancia se
obtiene a partir de la relacion
flujo - distancia
Magnitud absoluta M:
L  4  r  F (r )  cte
2
F (r )
m  M  2.5  log
F (10 pc)
F (r )
 10 pc 


F (10 pc)  r 
10
 m  M  5 log
r
2
TEMPERATURAS
DIAGRAMA H-R
Comparacion de Flujo emitido
L  4π  R   T
RADIOS
2
4
MASAS
A1 V1 m2


A2 V2 m1
( A1  A2 )3
m1  m2 
P2
SECUENCIA
PRINCIPAL
=
SECUENCIA DE
MASAS
ESPECTROS
CLASIFICACION ESPECTRAL
•Lineas presentes, ausentes, fuertes, debiles: Harvard
(OBAFGKM)
•Perfil de las lineas: Yerkes (clases de luminosidad, I, II,
III,IV,V)
COMPOSICION QUIMICA
•X=fraccion de H
•Y=fraccion de He
•Z=el resto “metales”
Clases de luminosidad
Cuando tenemos materia embebida en radiacion podemos definir:
•Temperatura efectiva (L,R)
•Temperatura de color (UBV)
•Temperatura cinetica (vel)
•Temperatura de excitación (lineas)
•Equilibrio termodinamico (equilibrio fotones-materia)
•OPACIDAD
Ejemplo: atmosfera terrestre invadida por radiacion solar e IR terrestre.
¿Por qué?
ESTRUCTURA
ECUACION DE
EQUILIBRIO
HIDROSTATICO
M (r )  m
P  dS  G

2
r
M (r )    dS  dr
G
r2
M (r )    dr
dP  G
2
r
M (r )    dr
dP  G
r2
Si suponemos densidad
constante:
4 3
r     dr
dP  G 3
2
r
4
2
 dP  G   r    dr
3
2
4
R
2
PSup  PCentro  G    
3
2
Quién soporta esta presion?
•Presion del gas (peso molecular medio)
•Presion de radiacion (fotones)
•Presion de gas degenerado (electrones)
transformacion gamma - visible
CLM 
1


1

La OPACIDAD del medio es
una medida de la dificultad
que experimenta la
radiacion (fotones) en
atravesarlo
SOL
Rotacion diferencial y actividad solar
INTERIOR
núcleo
zona radiativa
zona convectiva
fotósfera
ATMÓSFERA
cromósfera
corona
VIENTO SOLAR
Condiciones en el centro
ENERGIA
Fraccion de masa que se convierte en energia
m
 0.007
m(4 H )
Energia generada
  m  c
2
Li, Be, B
EVOLUCION ESTELAR
0.007  0.1 ( Masa )  c
Tnuclear 
L
2
Evolucion de la relacion
H/He en el Sol
Supernova
Estrella de rayos x
OBJETOS COMPACTOS: NO HAY FUSION
ENANA BLANCA: sostenida por la presion del gas degenerado de
electrones. Enrojecimiento gravitacional.
ENANA NEGRA: no emite nada.
Limite Chandrasekhar
ESTRELLA DE NEUTRONES: proceso URCA
(Z,A)+e = (Z-1,A) + neutrino
Sostenida por presion de gas degenerado de neutrones
Limite Openheimer-Volkov
AGUJERO NEGRO: Vescape > c
(Gamma Ray Burst)
Radio de Schwarzchild
Radiacion de Hawking
VARIABLES
• Pulsantes (G, SG): Mira, Cefeidas, Lyra
• Eruptivas (binarias proximas): flares, TTauri,
novas, supernovas
• Eclipsantes
• Rotantes: manchas, fuertes campos
magneticos
FINAL DEL SOL