LAS ESTRELLAS

2. LAS ESTRELLAS ¿Qué son?

3. Las estrellas • Una estrella es una gran cuerpo celeste de forma casi esférica, compuesto de gases que están a altas temperaturas internas, y que está compuesta fundamentalmente por hidrógeno y helio. • Para los astrónomos ha sido muy importante conocer información acerca de la masa, luminosidad, temperatura y composición química de las estrellas

4. LA ESCALA DE MAGNITUDES … Todo comenzó en la antigua Grecia, con el astrónomo Hiparco, quien inventó un sistema para denotar el brillo de las estrellas. Este sistema llamado “La escala de magnitudes” consiste en asignar un número dependiendo de cuán brillante se veauna estrella. • BRILLO Es la cantidad de energía por unidad de área (m2) por unidad de tiempo. Es la cantidad de energía que nos llega de una estrella.

5. En el siglo XX los astrónomos definieron una escala de magnitudes más precisa. La redefinieron de tal manera que una diferencia de magnitud de 1 corresponda a un factor de 2.512 en la energía. Por ejemplo: se necesitan 2.5 estrellas de tercera magnitud para tener la misma cantidad de luz que se recibe de una estrella de segunda magnitud

6. La Escala de Magnitudes • A estas magnitudes se les llama magnitudes aparentes porque describe cuán brillante un objeto aparece para un observador en la Tierra. Es decir, la magnitud aparente es la medida de la energía que llega a la Tierra. • No se refiere al brillo real de las estrellas. Una estrella que aparece muy débil en el cielo puede ser realmente muy brillante pero que está extremadamente lejos • Entonces para determinar el verdadero brillo de un objeto en el cielo primero se debe saber cuán lejos se está de él.

7. Paralaje • Es el desplazamiento aparente de un objeto observado debido a un cambio en el lugar de observación • A medida que la Tierra orbita el sol, las estrellas más cercanas parecen moverse sobre el fondo de las más lejanas

8. La Escala de Magnitudes Entonces para tener una magnitud menos relativa a nuestra posición desde la Tierra se definió la magnitud absoluta • La magnitud absoluta de una estrella es la magnitud aparente que una estrella tendría si se ubicara a una distancia exacta de 10 parsecs desde la Tierra

9. La Escala de Magnitudes • Ley del inverso al cuadrado El brillo aparente de una fuente de luz es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia entre la fuente y el observador. • Los astrónomos utilizaron esta ley y derivaron una ecuación que relaciona: la magnitud aparente (m), la absoluta (M) y la distancia (d) de una estrella desde la Tierra. Así se puede obtener M

10. Si las estrellas están tan lejos cómo podemos conocer sus propiedades físicas y químicas?

11. El conocimiento de las estrellas y las galaxias viene del estudio de la luz que llega a la Tierra proveniente de esos lugares distantes Pero … Qué es la luz? • Galileo  Velocidad • Newton  Prisma  Espectro • La luz blanca es una mezcla de todos los colores • Se compone de diminutas partículas indetectables

12. Huygens  La luz viaja en forma de ondas y no como partículas. Qué son las ondas? • Las ondas son una perturbación periódica de alguna propiedad de un medio, que se propaga a través del espacio transportando energía.

13. Y sus componentes… • Frecuencia: Número de crestas que pasan por un punto dado en un segundo

14. Thomas Young lo confirmó

15. Y llegó Maxwell… • Demostró que los efectos eléctricos y magnéticos deben viajar a través del espacio en forma de ondas • Velocidad: 3 x 108 m/s • La luz consiste en campos eléctricos y magnéticos perpendiculares que oscilan Radiación electromagnética!!!

16. EL ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO • Serie de colores semejante a un arco iris que se produce al dividir una luz compuesta como la luz blanca en sus colores constituyentes.

17. El concepto de luz que utilizamos se refiere a todo el espectro electromagnético La radiación ultravioleta o infrarroja son formas de luz con longitudes de onda que no son detectadas por el ojo humano

18. Análisis Espectral • Entonces nació la técnica del análisis espectral gracias al diseño y la construcción de un espectroscopio, que es un aparato mediante el cual se amplifica y examina el espectro de una muestra; y al descubrir que cada elemento químico produce su patrón característico de líneas espectrales

19. Espectroscopios: son los aparatos para observar visualmente un espectro. • Espectrógrafos: son los que sirven para observar y registrar un espectro fotográficamente. • Espectrofotómetros: son los empleados para medir la intensidad de las diferentes partes del espectro. • IMPORTANTE: La distancia a la que puede situarse un espectroscopio de la fuente de luz es ilimitada.

20. Espectro Solar Fraunhofer descubrió finas líneas oscuras: las líneas espectrales

21. Lo que se observa experimentalmente… • Los átomos en un gas extraen luz de longitudes de onda muy específicas de la luz que pasa a través suyo • Las líneas espectrales de un elemento particular corresponden a las diferentes transiciones de los electrones entre niveles de energía permitidos en átomos de ese elemento

22. Debido a la experiencia en el manejo de los espectros, Kirchhoff formuló unas leyes importantes del análisis espectral: • Un objeto caliente emite un espectro continuo: un arco iris completo de colores sin ninguna línea espectral. • Cuando un espectro continuo se ve a través de algún gas caliente, aparecen las líneas espectrales (líneas de absorción) en él.

23. ESPECTRO ESTELAR • Después de la clasificación hecha por Hiparco de magnitudes aparentes, se tiene una clasificación moderna a través del tipo espectral. • Para ello hay dos catálogos diferentes: • Catálogo de HenryDraper HD (Hardvard) • Catálogo del Obdervatorio Yerkes • Los tipos espectrales tienen una secuencia de temperatura y son: O B A F G K M

25. Clases de luminosidad Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes.

26. LOS COLORES DE LAS ESTRELLAS Después de notar las diferencias de magnitudes que existen entre las estrellas, se puede observar que también existen diferencias en sus colores. ¿Por qué?

27. LA TEMPERATURA • La energía radiada por un cuerpo depende de su temperatura:

28. Joseph Stefan 1879: Flujo de energía: energía emitida por 1 cm2 de la superficie de un objeto: Esto se cumple para un “cuerpo negro”: cuerpo que no refleja nada de la luz que recibe, toda la absorbe. Entonces su flujo de energía depende sólo de la temperatura. Las estrellas se comportan como un cuerpo negro (Absorben eficientemente toda la radiación que les llega de afuera)

29. Wilhelm Wien 1893: La longitud de onda dominante de la radiación emitida también depende de la temperatura: Un objeto a “temperatura ambiente” (300 K) emite principalmente en infrarrojo

30. Conclusiones importantes • El color de una estrella está directamente asociado con su temperatura superficial • El máximo de intensidad de una estrella fría está en longitudes de onda largas (la estrella se ve roja) • Para estrellas calientes es al contrario: se ven azules. Es decir … Mientras más caliente sea un objeto, más corta es la longitud de onda dominante de la radiación electromagnética.

31. Johnson UBV Fotometría fotoeléctrica • Para determinar adecuadamente el color de las estrellas se desarrolló esta técnica. • Mediante filtros UBV: • Ultravioleta • Azul • Visible

32. Para hacer la fotometría el astrónomo dirige el telescopio hacia una estrella y mide la intensidad de la luz que pasa a través de cada uno de los filtros. • Con este proceso se obtienen 3 magnitudes aparentes: U, B y V y luego son comparadas: • Índices de color: (B-V) y (U-V) Dice cuánto más brillante es una estrella en una longitud de onda que en otra. … Además habla de su temperatura superficial!!!

33. Ejemplos V B U (B-V) (U-B) • Regulus (αLeo): 1.36 1.25 0.89 -0.11 - 0.36 • Altair (α Aql): 0.77 0.99 1.07 0.22 0.08

34. DIAGRAMA HERTZSPRUNG-RUSSELL • Cada punto representa una estrella cuyas magnitudes absolutas y tipo espectral han sido determinados (se relaciona con la temperatura)

35. DIAGRAMA H-R

37. (B-V) (U-B) • Bellatrix: -0.23 -0.87 • Elnath: -0.13 -0.49 • Megrez: +0.08 +0.07