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AS2001: Astronomía Contemporánea Clase # 11 Estructura Estelar •  Profesor: José Maza Sancho •  29 Abril 2014 ¿Cómo medimos temperaturas estelares? • 
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Color y temperatura Sol: 5.800 K Betelgeuse: 3.400 K Sirio: 9.400 K 3.000K ≤ T ≤ 50.000K
•  Tipos espectrales y temperatura •  En el Observatorio de la Universidad de Harvard a fines del siglo XIX idearon una manera de clasificar espectros estelares. •  Los Spos espectrales son: O, B, A, F, G, K, M. Observatorio de la Universidad de Harvard ¿Cómo medimos masas estelares? •  Tercera ley de Kepler (modificada por Newton): 2 3
4π a = G(M1 + M 2 ) × P
2
Estrellas Binarias •  Estrellas binarias visuales •  Estrellas binarias eclipsantes •  Estrellas binarias espectroscópicas Diagrama de Hertzsprung-­‐Russell •  Ejnar Hertzsprung y Henry N. Russell graficaron la luminosidad como función del Spo espectral en lo que se ha dado en llamar el diagram de Hertzsprung-­‐Russell o diagrama H-­‐R. Tiempos de vida en la secuencia principal M
τ=
L
L∝M
€
3.5
1
τ ∝ 2.5
M
Cúmulos estelares •  Cúmulos abiertos –  Cien a dos mil estrellas –  En el plano de la Vía Láctea –  Jóvenes y de edades intermedias –  De alta metalicidad (sobretodo los más jóvenes). Las Pléyades Kappa Crucis NGC 5617 Cúmulos estelares •  Cúmulos globulares –  Están compuestos por 50 mil a 500 mil estrellas –  Está ubicados en el halo de la Vía Láctea –  Son de estrellas viejas –  Sus estrellas son pobres en metales [0,1 a 0,01 de la metalicidad solar]. –  Sus edades son unos doce mil millones de años. Omega Centauri 47 Tucanae M2 [Messier 2] ¿Cómo se mide la edad de un cúmulo estelar? •  El punto de término de la secuencia principal (turn off point) Nacimiento de las estrellas •  Todas las estrellas nacen en nubes de gas interestelar. •  Todas las estrellas brillan gracias a energía producida mediante fusión nuclear en sus centros. •  Todas las estrellas mueren cuando se les acaban todas las fuentes de fusión nuclear. ¿Cómo se forman las estrellas? •  Una estrella nace cuando, a causa de la fuerza de gravedad, una nube de gas interestelar se contrae hasta el punto en que el objeto central llega a ser lo suficientemente caliente para sostener fusión nuclear fusion en su centro. 1 2 GMm
mv −
= Energía _ Total
2
r
€
2GM
v =
r
2
e
1 2 3
mv = kT
2
2
€
v < ve
€
€
3kT 2GM
<
m
r
4
M = π × r3 × ρ
3
€
r3 =
€
3M 1
×
4π ρ
# T&
M > constante × % (
$ m'
3
€
3
1
2
×
ρ
⎛ 5kT ⎞ ⎛ 3 ⎞
M J ≈ ⎜
⎟ ⎜
⎟
⎝ Gµm H ⎠ ⎝ 4 πρ ⎠
2
1
1
2
2
•  Masa de Jeans •  Una temperatura más baja y una mayor densidad €
hace más fácil la formación estelar. •  Las estrellas nace en la nubes más frías y más densas. •  Esta nubes que forman estrellas se llaman •  Nubes moleculares.