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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: m 1 =m 2 -2.5log 10 (f 1 /f 2 ) Cinco magnitudes representan un factor de 100.
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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.
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 post-secuencia 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 Supergigante 0.01 0.01 Sol 0.2 1 Núcleo de hidrógeno 50 300 Núcleo (inerte) de helio con cáscara de hidrógeno
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 , M1.44M, 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!
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 Sirio A versus Sirio B
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.... H He C Ne O Si Fe 0.01 1000
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.
Masa M D 0.008 D 10,000km ρ 3 ton/cm³ g 460,000 g Masa 1.44 M D 20 km ρ 700,000,000 ton/cm³ g 200,000,000,000 g 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 Estrella de neutrones 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, ....