Ciencias de la Tierra y el Espacio, 2003.
ESTRELLAS
Dr. Tabaré Gallardo
Instituto de Física - Dpto. de Astronomía
Facultad de Ciencias
•Distancia, Luminosidad, Temperatura, Radio, Masa
•Espectros, composición
•Estructura
•Energía
•Evolución
•Estados finales (objetos compactos)
•Medio interestelar y origen de las estrellas
Métodos para medir las propiedades básicas de las estrellas
distancia
luminosidad
temperatura
superficial
midiendo paralaje
L  4π  (distancia
midiendo color
)  Frecibido
2
T  cte/ λ max
o
radio
L  4π  R   T
masa
sistema binario
composición
líneas espectrales - modelo
2
4
DISTANCIAS
d
1 UA
tan p
L  4  r  F ( r )  cte
LUMINOSIDAD
2
Magnitud aparente: Pogson
m  m o   2 . 5  log
F
Fo
F
Fo
 100  m  m o   5
Se define en filtros U B V R I o bolometrica (integrada en todo el
espectro)
Indice de Color:
B  V   2 . 5  log
FB
FV
 cte
El vinculo de la magnitud
aparente con la distancia se
obtiene a partir de la relacion
flujo - distancia
Magnitud absoluta M:
L  4  r  F ( r )  cte
2
F (r )
m  M   2 . 5  log
F (10 pc )
 10 pc 


F (10 pc )  r 
F (r )
 m  M   5  log
10
r
2
TEMPERATURAS
DIAGRAMA H-R
Comparacion de Flujo emitido
L  4π  R   T
RADIOS
2
4
MASAS
A1
A2
m1  m 2 

V1

V2
( A1  A2 )
P
2
m2
m1
3
SECUENCIA
PRINCIPAL
=
SECUENCIA DE
MASAS
ESPECTROS
CLASIFICACION ESPECTRAL
•Lineas presentes, ausentes, fuertes, debiles: Harvard
(OBAFGKM)
•Perfil de las lineas: Yerkes (clases de luminosidad, I, II,
III,IV,V)
COMPOSICION QUIMICA
•X=fraccion de H
•Y=fraccion de He
•Z=el resto “metales”
Clases de luminosidad
Cuando tenemos materia embebida en radiacion podemos definir:
•Temperatura efectiva (L,R)
•Temperatura de color (UBV)
•Temperatura cinetica (vel)
•Temperatura de excitación (lineas)
•Equilibrio termodinamico (equilibrio fotones-materia)
•OPACIDAD
Ejemplo: atmosfera terrestre invadida por radiacion solar e IR terrestre.
¿Por qué?
ESTRUCTURA
ECUACION DE
EQUILIBRIO
HIDROSTATICO
M (r )  m
 P  dS   G
r
G
2

M ( r )    dS  dr
r
2
dP   G
M ( r )    dr
r
2
dP   G
M ( r )    dr
r
2
4
Si suponemos densidad
constante:
 dP   G
4
 r     dr
3
3
dP   G
r
2
  r    dr
2
3
PSup  PCentro   G
Quién soporta esta presion?
•Presion del gas (peso molecular medio)
•Presion de radiacion (fotones)
•Presion de gas degenerado (electrones)
4
3
 
2
R
2
2
transformacion gamma - visible
CLM 
1


1

La OPACIDAD del medio es
una medida de la dificultad
que experimenta la
radiacion (fotones) en
atravesarlo
SOL
Rotacion diferencial y actividad solar
INTERIOR
núcleo
zona radiativa
zona convectiva
fotósfera
ATMÓSFERA
cromósfera
corona
VIENTO SOLAR
Condiciones en el centro
ENERGIA
Fraccion de masa que se convierte en energia
m
 0 . 007
m (4 H )
Energia generada
  m  c
2
Li, Be, B
EVOLUCION ESTELAR
T nuclear 
0 . 007  0 . 1  ( Masa )  c
L
2
Evolucion de la relacion
H/He en el Sol
Supernova
Estrella de rayos x
OBJETOS COMPACTOS: NO HAY FUSION
ENANA BLANCA: sostenida por la presion del gas degenerado de
electrones. Enrojecimiento gravitacional.
ENANA NEGRA: no emite nada.
Limite Chandrasekhar
ESTRELLA DE NEUTRONES: proceso URCA
(Z,A)+e = (Z-1,A) + neutrino
Sostenida por presion de gas degenerado de neutrones
Limite Openheimer-Volkov
AGUJERO NEGRO: Vescape > c
(Gamma Ray Burst)
Radio de Schwarzchild
Radiacion de Hawking
VARIABLES
• Pulsantes (G, SG): Mira, Cefeidas, Lyra
• Eruptivas (binarias proximas): flares, TTauri,
novas, supernovas
• Eclipsantes
• Rotantes: manchas, fuertes campos
magneticos
FINAL DEL SOL
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Estructura y Evolucion de las Estrellas