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Las estrellas (I)
Nebulosas
• Extensiones de gas y polvo en el Medio
Interestelar, de decenas de años luz y
mayor densidad que la media.
• Se clasifican en muchos tipos según su
composición, condiciones de temperatura,
presión.
• Nubes moleculares, regiones HII,
planetarias, Herbig – Haro, remanentes de
SN…
• Algunos tipos aparecen mezclados.
Nubes Moleculares
• Grandes extensiones (50 -100 años luz)
de gas (principalmente H2) y polvo.
• La densidad de moléculas es alta, unas
103 – 104 moléculas/cm3.
• En ellas tiene lugar el nacimiento de las
estrellas.
• La nube es inestable gravitatoriamente y colapsa.
• Distintos nucleos empiezan a colapsar por separado (fragmentación).
• Consecuencia → la estrellas no nacen solas, nacen en grupos (cúmulos).
• Disminuye V, aumentan T y P, y se inician reacciones nucleares: tenemos
una protoestrella.
• Las regiones HII son zonas de Hidrógeno ionizado
rodeando estrellas jóvenes y muy calientes que
ionizan el entorno.
Nebulosas de la Laguna (M8) y Trífida (M20)
Regiones HII en la galaxia del remolino (M51)
Cúmulos abiertos o galácticos
• Las estrellas nacen en las nubes
moleculares formando cúmulos.
• Grupos con varios cientos de estrellas
jóvenes (población I, metalicidad alta).
• Situados en el plano de la galaxia.
• Con la rotación galáctica el cúmulo se
deshace al cabo de millones de años.
Cúmulo abierto M36
Cúmulo de las Pléyades (M45)
Evolución Estelar
• Cuando la estrella se estabiliza entra en la
etapa más larga de su vida: la Secuencia
Principal.
• Las temperaturas del núcleo (hasta 50
millones de grados) ocasionan reacciones
nucleares de fusión que mantienen el motor
estelar en marcha.
• H+H → He + Energía (diferentes
mecanismos según el tipo de estrella)
• LaEl tipo espectral de una estrella, es un parámetro
que hace referencia a la temperatura de su atmósfera
(y por lo tanto a su color).
• M (3.000 K)
• G (5.500 K)
• A (9.000 K)
• O (35.000 K)
(Aldebarán)
(Sol)
(Vega)
(ξ Puppis)
T (k)
• K (4.000 K)
• F (7.000 K)
• B (15.000 K)
(Arturo)
(Altair)
(Rigel)
• La clase de luminosidad es otro parámetro que se
refiere al tamaño de las estrellas.
• Ia: Supergigantes muy luminosas (µ Cephei, 25 Mo, 1.450 Ro)
• Ib: Supergigantes menos luminosas (Deneb, 25 Mo, 250 Ro).
• II: Gigantes luminosas (Polaris, 6 Mo, 30 Ro).
• III: Gigantes normales (Fomalhaut, 3 Mo, 10 Ro).
• IV: Subgigantes (Procyon, 1,5 Mo, 2 Ro).
• V: Enanas (Sol).
• VI: Subenanas (ε Eridani, 0,8 Mo, 0,8 Ro).
• D: Enanas blancas (Sirio B, 0,6 Mo, 0,02 Ro).
Un recordatorio… ¿qué es la luz?
Espectro electromagnético
• Todos los cuerpos emiten radiación (energía, ¡fotones!),
siguiendo un patrón que depende de la temperatura a la que
esté ese cuerpo.
• Los seres humanos, a 37 C, tenemos nuestra máxima
emisión en el infrarrojo.
• Las estrellas también son cuerpos que emiten a una
temperatura determinada, la de su superficie.
• El máximo de emisión de las estrellas suele encontrarse en
la región del visible, pero también presentan emisión en
infrarrojo, ultravioleta y otras zonas del espectro.
• Las estrellas más frías (T de la superficie de unos 3000
grados, como Betelgeuse), tienen el máximo justo en el rojo, y
por eso se ven rojizas. Las más calientes (30.000 grados,
como Rigel) tienen el máximo en el azul, y por eso se ven
azuladas.
En Astrofísica, para estudiar cualquier objeto celeste (estrellas,
galaxias, nebulosas, objetos del Sistema Solar…), analizamos
su luz descomponiéndola. Para ello usamos un
espectroscopio, y obtenemos el espectro del objeto.
• Si descomponemos la luz del Sol, por ejemplo, obtenemos
el espectro solar. Aquí tenemos la parte del espectro solar
correspondiente al visible:
λ
• Aparecen una rayas negras sobreimpuestas justo en
ciertas longitudes de onda… las conocemos como líneas
de absorción. ¿A qué se deben estas líneas?
• Si el Sol fuera un radiador perfecto con una temperatura
superficial de 5700 grados, sin más, presentaría un
espectro contínuo como este:
• Pero realmente el Sol es una esfera de Hidrógeno, Helio,
Oxígeno, Calcio, Sodio, Hierro, etc, etc…
• Por un momento tenemos que cambiar de escala y mirar
hacia lo más pequeño…
• Intuitivamente podemos pensar en un átomo como si fuera
un sistema solar en miniatura.
• Así sería el átomo de Hidrógeno: un protón (núcleo) y un
electrón (corteza), que puede estar orbitando a más o
menos distancia, en diferentes niveles, según lo excitado
que esté ese átomo.
• El átomo de
Hidrógeno puede
absorber fotones
justo de la energía
tal que impulsen al
electrón a órbitas
más alejadas. Así
el átomo se excita.
Y viceversa…
• Pensad por un momento en todos los átomos de Hidrógeno
presentes en la atmósfera del Sol…
• Son capaces de absorber casi todos los fotones procedentes
del interior del Sol de ciertas longitudes de onda (justo las que
permiten al electrón saltar de un nivel a otro), evitando que
esos fotones nos lleguen a nosotros y provocando las líneas
de absorción (huecos negros) en su espectro.
• Estudiando las líneas del espectro de un cuerpo celeste
podemos saber muchas cosas:
– En primer lugar los elementos químicos presentes (por
la posición de las líneas) y sus abundancias.
– En segundo lugar, la temperatura a la que está el
objeto (cada elemento presente produce diferentes
líneas en función de la temperatura a la que se
encuentre). Así sabemos el tipo espectral de las
estrellas.
– Por el ancho de las líneas podemos saber la clase de
luminosidad de las estrellas
λ
Espectro de una estrella tipo O
• Si la estrella es muy masiva (gigante azul),
entonces T en el núcleo es muy alta y acaba
el H muy rápido, está en la SP unos pocos
millones de años.
• Si la estrella es enana, T en el núcleo es
baja y consume el H más pausadamente.
Está en la SP miles de millones de años.
• Cuando acaba el H del núcleo la estrella
abandona la Secuencia Principal y entra en
la “madurez”.