GALAXIAS
INTRODUCCIÓN
Un sistema estelar es un grupo de estrellas ligadas gravitacionalmente. Varian en ~14
ordenes de magnitud en tamaños y masas: desde estrellas binarias a cúmulos estelares
con 102 – 106 estrellas, pasando por galaxias con 1010 – 1012 estrellas, hasta cúmulos de
galaxias con miles de galaxias.
Ordenes de magnitud (la Galaxia):
El SOL está en la Galaxia o Via Láctea
La Via Láctea es una galaxia con ~1011 estrellas visibles y con ~1010 masas solares en
forma gaseosa (1 masa solar = 1.99 1033 g = 1 M ).
Este gas se distribuye en decenas de miles de nubes con un rango muy grande en masas
y tamaños.
La mayor parte de las estrellas en la Galaxia se mueven en órbitas cuasi-circulares en
un disco delgado de un radio de ~10 kpc (1 kpc=1 kiloparsec = 3.086 1021 cm) y espesor
de ~1 kpc.
La velocidad típica de una estrella es 200 km/s, así que se tardan unos 3 108 años en
completar una órbita.
La dispersión de velocidades de las estrellas es ~40 km/s
La edad de la Galaxia es ~1010 años = 10 Gyr (gigaaños).
REPASO
Magnitudes/luminosidad:
•La luminosidad del Sol (bolométrica) es L  3.83  10 33 erg/s
•La luminosidad del Sol y las estrellas se mide en bandas (long de onda) especificas:
•V (0.55 μm) visual
•B (0.44 μm) azul
•U (0.365 μm) ultravioleta todas con Δλ/λ~0.2
P. ej. Sirio tiene
α Centauro tiene
L B  42.5 L
L B  1.7  10
B
5
; LV  23.3 L
L
B
V
; LV  5.6  10
5
L
V
•Las luminosidades se expresan en escala logarítmica, definiendo la magnitud
absoluta:
M   2.5 log 10 L  cte
donde la constante es diferente en cada banda. Las magnitudes absolutas del Sol en
las bandas U,B,V,R,I,K : 5.66, 5.48, 4.83, 4.28, 3.94, 3.33
Y las de Sirio y α Centauro son: M V  1.41
y
M B  1.41
; M V  15.45
y M B = 17.42
REPASO ESTRELLAS
REPASO ESTRELLAS
•El flujo de una estrella de luminosidad L a la distancia d es f=L/(4πd2) y una medida
logarítmica del flujo es la magnitud aparente:
m   2.5 log 10
 L (10 pc ) 2 

  cte  M  5 log 10 ( d / 10 pc )
2
d


así, la magnitud absoluta de una estrella es la magnitud aparente que tendría a la
distancia de 10 pc. P. ej. Sirio tiene mV = V = 1.45. Las estrellas más débiles visibles
a simple vista tienen V~6.
m  M  5 log 10 ( d / 10 pc )
•Modulo de distancia:
•Color: cociente de luminosidades/flujos en dos bandas: LV/LB o equivalentemente
MB MV = mB mV = B V. El color es una medida de la temperatura superficial de
la estrella (~cuerpo negro).
•Temperatura efectiva Teff: temperatura del cuerpo negro con el mismo radio y
luminosidad de la estrella:
L  4  R  T eff
2
4
;   5 .6 7  1 0
5
erg s
-1
K
-4
REPASO ESTRELLAS
Una medida alternativa de la temperatura superficial de una estrella es su clase espectral.
La clase espectral se asigna en función de la intensidad de ciertas líneas de absorción en el
espectro de la estrella. En orden de temperatura decreciente, las clases espectrales son:
O,B,A,F,G,K,M, divididas a su vez en subclases etiquetadas con los números 0,1,2,...9
(temperatura decreciente).
Por ejemplo, el Sol es una estrella de clase G2 con Teff=5770 K; Sirio es de clase A1 con
Teff=10,000 K y α Centauro es de tipo M5 con Teff=3000 K.
REPASO ESTRELLAS
El diagrama color-magnitud, Hertzsprung-Russel, o HR, para estrellas es una gráfica de
la magnitud absoluta en función del color o análogamente, magnitud absoluta frente a
clase espectral o frente a temperatura efectiva.
REPASO ESTRELLAS
A)
La zona estrecha ocupada por la mayoría de las estrellas desde MV=3;
B V=0.5hasta MV=15; B V=2.0 se llama SECUENCIA PRINCIPAL y son
estrellas que están quemando hidrógeno en el núcleo. En esta etapa, la masa y
composición química de la estrella determinan unívocamente la luminosidad y
la temperatura efectiva. Las estrellas más masivas están localizadas en la zona
de arriba a la izquierda en el diagrama HR y las menos masivas abajo a la
derecha. Las estrellas con MV~16 tienen masas de ~0.1M . Estrellas menos
masivas son generalmente invisibles porque no pueden iniciar la fusión de
hidrógeno. El radio de una estrella puede determinarse a partir de:
L  4  R  T eff
2
4
Así, se observa que a lo largo de la secuencia principal el radio varia solamente desde 1R
a 0.1R , de modo que a las estrellas en la SP se les llama enanas. El tiempo que una
estrella está en la secuencia principal es el tiempo que puede mantener las reacciones
termonucleares de H a He. Está dado aproximadamente por:
 SP
 M  L 
10 


M
L



1
G yr
REPASO ESTRELLAS
B) En el diagrama HR se observa también estrellas débiles y azules alrededor de
MV=14; B
V=0.3. Se denominan ENANAS BLANCAS y son estrellas que han
consumido su combustible nuclear y se enfrían gradualmente hasta ser invisibles.
Son muy pequeñas, con radios del orden de 0.01R . Son muy densas y sus
propiedades son las de un gas de Fermi degenerado.
C) El diagrama HR contiene también estrellas por encima de la SP. Son las
llamadas GIGANTES ROJAS. Han terminado el hidrógeno en su núcleo y lo están
quemando en una capa más o menos gruesa. Su vida es muy corta comparada con la
de una estrella en la SP. Son muy luminosas pero escasas. Por ejemplo, la mitad de
las 100 estrellas más brillantes son gigantes rojas, pero ninguna de las 100 más
cercanas es gigante roja.
D) Los diagramas HR de cúmulos globulares son de gran interés porque todas las
estrellas están a la misma distancia, todas tienen la misma edad y contenido en
metales.
REPASO ESTRELLAS
•Rama de gigantes (R~30R ):
consumen H y comienzan a consumir
He
•Rama horizontal: consumen el He
•Puede determinarse la edad del
cúmulo
SP
•Mismo procedimiento para galaxias
cercanas
EVOLUCIÓN ESTELAR (simple)
La evolución de una estrella depende de su masa inicial.
•si M<0.08 M no hay reacciones nucleares sostenibles: planeta, enana marrón
•si M>60 100 M la estrella es inestable y su vida es muy corta
Estrellas de baja masa (0.08 ~ 2 M ): SP
planetaria + enana blanca
gigante roja
nebulosa
Estrellas de masa intermedia (~2 – 8 M ) similar con variaciones dependiendo de la
masa
Estrellas masivas (~8 – 25 M ) combustión del C, eventualmente (más masivas)
queman Fe, Ni, Si, O, Ne, ... (estructura cebolla). Enfriamiento por generación de
neutrinos
supernova
remanente: estrella neutrones.
Muy importante a escala galáctica (medio interestelar) es el material expelido por
una explosión supernova (~ 1/30 por año en una galaxia típica).
Estrellas supermasivas (25 – 60 M ) idem.
EVOLUCIÓN ESTELAR (simple)
La diferente evolución determina la densidad de estrellas en el
diagrama HR.
Dependiendo del estado evolutivo los detalles espectrales son diferentes: líneas de
emisión, líneas de absorción, continuo, etc., lo cual condujo a la clasificación espectral
(OBAFGKMRN...).
La mayor parte de las estrellas muestran una luminosidad constante durante la
mayor parte de su vida. Hay, sin embargo, estrellas variables que sufren cambios
periódicos o cuasi-periódicos debido a cambios internos. La más simple es debida a
oscilaciones radiales de periodo P, el cual está relacionado con la luminosidad y Teff:
 L 
 P 
log 


17.1

1.49
log


  5.15 log( Teff )
 1 dia 
L 
(Cefeidas clásicas). Esta relación permite determinar la distancia a la estrella
midiendo P y Teff.
EVOLUCIÓN ESTELAR (simple)
EVOLUCIÓN ESTELAR (simple)
La evolución estelar tiene también la siguiente consecuencia:
Se sintetizan elementos pesados (metales) que son eyectados al medio interestelar.
Las subsiguientes generaciones de estrellas, formadas a partir de este material
enriquecido, tienen más alto contenido en metales.
La primera generación de estrellas, con fracciones X=0.76, Y=0.24, Z=0 (H, He,
elementos pesados) se denomina POBLACIÓN II (PopII).
La segunda generación de estrellas, con X=0.7, Y=0.28, Z=0.02, se denomina
POBLACIÓN I (PopI).
La evolución de ambas poblaciones es diferente debido a Z (que afecta a la ecuación
de estado y a la opacidad).
Z es la metalicidad :
Z 
Mh
Mg
Z
0.02

m asa elem entos pesados
m asa total gas
EVOLUCIÓN ESTELAR (simple)
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