Estrellas, Cúmulos Estelares,
Nebulosas, Pulsars, Galaxias
Cruz del Sur y Carina
http://www.youtube.com/watch?v=g0HX0GosLOQ&feature=f
vsr
http://www.youtube.com/watch?v=nNs7L_3YClg&feature=rel
ated
En nuestra Galaxia hay más de 200 mil millones de estrellas
El diámetro de la Galaxia es 100.000 años luz
Todo (casi) lo que vemos a simple vista
pertenece a nuestra Galaxia (al plano o al halo)
Características importantes de una estrella
Tamaño
Masa
Edad (una estrella común vive unos 10.000 millones de años)
Temperatura
Densidad
Luminosidad (brillo o magnitud)
Espectro
Distancia
Magnitud aparente de un objeto celeste: brillo o flujo luminoso que se
observa desde la Tierra (depende del tamaño y la temperatura del objeto y
de distancia a la Tierra). Es una medida de la cantidad de energía que
irradia la estrella (en la zona visible) y que llega a la Tierra.
En el caso de las estrellas variables el brillo fluctúa periódicamente.
Hace más de dos mil años, el astrónomo griego Hiparco estimó a
simple vista el brillo de las estrellas, y las agrupó en 6 clases de
magnitudes: en la primera las más brillantes, en la segunda
las algo más débiles y así sucesivamente.
Para establecer una escala objetiva de magnitudes, Pogson, en
1856, propuso una relación mediante la cual una diferencia de
cinco magnitudes correspondía a una variación , en un factor
de 100, en el brillo. Es la escala de magnitudes aparentes
utilizada hoy día, en la que una estrella de primera magnitud es
cien veces más brillante que una de sexta.
La escala es logarítmica: un valor de magnitud se relaciona con el
siguiente por un factor (multiplicación).
¿Cuál es ese factor?
5
√100
= 2,512
Una estrella de m = 2 es 2,512 veces más débil que una estrella
de m=1,
Una estrella de m = 3 es (2,512)2 = 6,3 veces más débil que una
estrella de m=1
Una estrella de m = 4 es (2,512)3 = 16 veces más débil que una
estrella de m=1
Una estrella de m = 5 es (2,512)3 = 40 veces más débil que una
estrella de m=1
Una estrella de m = 6 es (2,512)3 = 100 veces más débil que una
estrella de m=1
etc.
La escala de magnitudes aparentes así definida es relativa e
inversa.
Las estrellas más débiles que pueden verse a simple vista son las
de sexta magnitud.
Se ha establecido arbitrariamente magnitud 0 para la estrella
Vega (α de Lyra). Rigel y Arcturus también tienen magnitud 0
(algo que puede sonar como que no tienen brillo).
Otros astros son más brillantes que Vega, esto obliga a incluir
números negativos en la escala de magnitudes. Por ejemplo
Sirio (la más brillante de nuestro cielo) tiene magnitud -1,6.
La escala ha sido también ampliada para incluir las estrellas muy
débiles que sólo pueden observarse con los grandes telescopios
y que llegan hasta la magnitud 30.
Algunos objetos y sus magnitudes
Sol -26,7
Luna Llena -12,7
Venus (planeta más brillante) -4,2 (promedio)
Sirio (estrella más brillante en el cielo) -1,6
Alfa Centauri (sistema estelar más cercano) -0,1
Gran Nube de Magallanes (galaxia más cercana) +0,1
Galaxia de Andrómeda (objeto más lejano visible a simple vista)
+3.5
Nebulosa de Orión +4,0
Ganímede (Júpiter) (satélite natural más brillante) +4,6
Vesta (asteroide más brillante) +6,2
Nebulosa del Cangrejo +8,6
3C273 (cuásar más brillante) +12,8
Plutón (planeta más distante) +14,9
Índice de color de una estrella
La medida de las magnitudes visuales ya no se hacen a simple vista sino que
Se usan detectores fotoeléctricos. Y como cada estrella tiene un espectro diferente
(emite distintas cantidades de energía en distintas longitudes de onda) la escala de
magnitudes se refinó más.
El sistema más utilizado es el de tres colores , con tres filtros UBV, transparentes
en tres bandas anchas:
U: magnitud ultravioleta, centrado en 365 nm, ancho de 68 nm.
B: magnitud azul, centrado en 440 nm, ancho de 98 nm.
V: magnitud visual, centrado en 550 nm, ancho de 89 nm.
La magnitud visual,V, es la misma que la medida a simple vista (mv).
La medida en Tierra de la intensidad de la luz emitida por una estrella a través de estos
filtros da lugar a tres magnitudes aparentes designadas por U, B, V.
Se comparan estos valores restando una magnitud de otra y se obtiene:
(B-V) y (U-B) que son los llamados índices de color de la estrella.
Su definición es: diferencia de dos magnitudes para un mismo objeto.
Magnitud absoluta (M) es el brillo que tendría una estrella si estuviera a
una distancia de 10 pc (parsec).
Recordemos: un parsec es la distancia a la que tiene que estar una estrella para tener
una paralaje anual (mirándola desde ambos extremos de la órbita terrestre) de 1
segundo de arco.
1 parsec = 206.265 UA = 3,26 años luz = 3,08 × 1016 m
Relación entre las magnitudes absoluta y aparente y la distancia de la Tierra a la
estrella (en parsec):
M = m + 5 – 5 × log d (en parsec)
Si ocurre que una estrella está a una distancia de 10 parsecs, su magnitud
aparente y absoluta serán las mismas. Si está a una distancia mayor y la
trasladamos a 10 parsecs para obtener su magnitud absoluta aparecerá más
brillante que en su posición real. Como es más brillante su magnitud absoluta
será un número más pequeño que el de su magnitud aparente. Por el contrario
si la estrella está más próxima de 10 parsecs, y la movemos a la distancia
estándar será más débil y su magnitud absoluta será un número mayor que el
correspondiente a la aparente.
Efecto de la atmósfera (extinción) y del medio interestelar
La magnitud observada, m, también
depende de la distancia que recorre en la
atmósfera terrestre la luz que llega de las
estrellas, es decir de la situación del
observador y de la distancia cenital del
objeto, ya que estos factores determinan.
Para comparar las diferentes observaciones
se deben corregir los efectos
atmosféricos:
El medio interestelar produce también otro efecto en la luz de
las estrellas que es el enrojecimiento de su luz, ya que la luz
azul es absorbida y difundida más que la luz roja.
Las estrellas se agrupan en clases
de luminosidad:
Ia supergigantes muy luminosas
Ib supergigantes normales
II gigantes luminosas
III gigantes normales
IV subgigantes
(Las clases anteriores agrupan estrellas de gran tamaño y atmósferas poco
densas)
V las estrellas enanas o de la secuencia principal, de menor tamaño y más
densas.
VI subenanas
VII enanas blancas (objetos muy densos y pequeños)
A través del ancho las líneas espectrales puede deducirse la clase de
luminosidad, es decir, saber si la estrella es enana, gigante o supergigante por el
espectro observado.
En la constelación de Escorpio
Las estrellas más
brillantes en el Sur
Clasificación de Estrellas según el “color”
Más frías y rojizas
Menos Masivas
Viven más tiempo
Más calientes y azuladas
Más masivas
Viven menos tiempo
El 90% de las estrellas de nuestra galaxia son tipo M
El Sol es del tipo G
El radio de las
estrellas varía
entre 0,01 y 1000
veces el del Sol.
El color es un
indicativo de la
temperatura en
la superficie de
la estrella.
SOL
SIRIO
Diagrama Hertzsprung-Russell, o diagrama H-R
Luminosidad en el eje vertical,
en unidades de la luminosidad
del Sol, escala logarítmica desde
10-4 a 104.
Temperatura efectiva en el eje
horizontal , aumenta de derecha
a izquierda (o sea que la
secuencia espectral O - B - A ... va de izquierda a derecha).
La mayoría de las estrellas se
distribuyen a lo largo de una banda
estrecha, llamada secuencia
principal, que se extiende desde la
parte superior izquierda, donde se
encuentran las estrellas más
calientes y brillantes, hasta la
inferior derecha, que ocupan las
más frías y poco brillantes.
Aproximadamente 10 magnitudes por debajo de la secuencia principal están las enanas blancas, de tamaño
muy pequeño (como planetas), pero muy calientes.
En la parte superior derecha se distinguen las estrellas luminosas pero frías : son las gigantes rojas.
Por encima de ellas se ubican las supergigantes, que son las más luminosas y pueden ser azules o rojas.
EVOLUCIÓN ESTELAR
El punto que representa a una estrella en el diagrama H-R no es siempre el
mismo: se desplaza y describe una trayectoria denominada traza evolutiva. El
escaso tiempo de la humanidad no permite, en general, ver este movimiento.
- Una estrella se origina a partir del medio interestelar por contracción
gravitacional en zonas donde la densidad de materia es alta.
- La energía cedida en la contracción hace que la temperatura del interior de la
protoestrella (así llamada en esta fase) aumente.
- Cuando la temperatura es suficientemente alta para que se desencadenen las
reacciones nucleares la contracción gravitacional se detiene y las estrella emite
la energía producida nuclearmente.
- Cuando el combustible nuclear se agota, otra vez se hacen dominantes las
fuerzas gravitacionales que contraen la estrella.
El factor más importante en el tipo de
vida que va a desarrollar una estrella es
su masa inicial.
Cuanto más masivas son las estrellas
más altas son sus temperaturas
centrales.
Las estrellas de la secuencia principal
(el 90% de todas las estrellas) se
encuentran en la fase de reacciones
nucleares mediante la cual
transforman el hidrógeno en helio en
su núcleo.
Las estrellas de la parte alta de la secuencia principal, que son las más masivas,
producen una proporción de energía mayor por unidad de masa y consumen su
combustible más rápido.
El Sol tendrá una vida en la secuencia principal del orden de 9 mil millones de años.
Una estrella con una masa de 10 veces la solar tiene 10 veces más combustible para quemar
pero lo hace en una proporción tan grande, de acuerdo con su relación masa-luminosidad, que el
combustible se consume en sólo 30 millones de años.
Una estrella de un décimo de la masa del Sol duraría en la secuencia principal tres mil millones
de años antes de agotar su combustible.
Nucleosintesis Estelar es la propiedad que tienen las estrellas de crear los
elementos químicos pesados a partir del hidrógeno
Los elementos químicos ligeros se fusionan por reacciones nucleares formando
elementos más pesados en el núcleo de la estrella y de esta forma aumenta la
temperatura y densidad de éste con la edad de la estrella.
Después que todo el hidrógeno se ha quemado dando helio (un elemento
aproximadamente 4 veces más pesado), éste es el combustible para la siguiente
fase nuclear en la que el helio se quema dando lugar al carbono y al oxígeno.
Luego, si la estrella es suficientemente masiva, el carbono a su vez se fusionará
dando magnesio y así sucesivamente hasta obtener el hierro.
El hierro es el elemento más estable del sistema periódico y por tanto su
transmutación ya sea por fisión o fusión requiere una inmensa cantidad de
energía. Su efecto es catastrófico para la estrella y se produce el fenómeno de
supernova.
Algunas Supernovas
(la fecha es el momento es que la luz llega a la Tierra, la explosión ocurrió mucho antes)
SN 1054 La que originó la actual Nebulosa del Cangrejo, se tiene referencia de ella por
los astrónomos Chinos y nativos americanos.
SN 1572 Supernova en Casiopea, observada por Tycho Brahe quien se usa por
primera vez el término "nova".
SN 1604 Supernova en Ophiuchus, observada por Johannes Kepler; es la última
supernova vista en la Vía Láctea.
SN1987 en la Gran Nube de Magallanes, observada unas horas después de su
explosión, fue la primera oportunidad de poner a prueba a través de las observaciones
directas las teorías modernas sobre la formación de las supernovas.
SN2005 Esta supernova de tipo II es por el momento la más brillante jamas bservada.
Llegó a ser hasta ocho veces más brillante que toda la vía láctea.
SN 2006 en el núcleo de la galaxia NGC 1260, la segunda más grande que se ha
podido observar hasta la fecha. su luminosidad fue de 50.000 millones de veces la del
Sol. Se originó por la explosión de una estrella de 150 masas solares.
Foto tomada por el Hubble capta una supernova en
1994 abajo a la izquierda y la galaxia NGC 4526
Las supernovas contribuyen a enriquecer el medio interestelar con metales (para
los astrónomos, «metal» es todo elemento más pesado que el helio). Así, tras
cada generación de estrellas (y, consecuentemente, de supernovas), la
proporción de elementos pesados del medio interestelar aumenta. Mayores
abundancias en metales tienen importantes efectos sobre la evolución estelar.
Además, sólo los sistemas estelares con metalicidad lo suficientemente alta
pueden llegar a desarrollar planetas. Una mayor metalicidad conlleva pues una
mayor probabilidad de formación de planetas, pero también contribuye a formar
estrellas de menor masa. Esto es debido a que el gas acretado por
la protoestrella es más sensible a los efectos del viento estelar cuanto más
elementos pesados posea, pues éstos absorben mejor los fotones.
El límite de Chandrasekhar es la máxima masa
posible de una estrella fría estable. Si se supera este
límite la estrella colapsará para convertirse en
un agujero negro o en una estrella de neutrones.
Remanente de la supernova de Kepler (observada en 1604)
Líneas Espectrales
versus Temperatura
En astronomía se denomina H2 al
hidrógeno molecular, H I al hidrógeno
neutro y H II al hidrógeno ionizado y
metales a cualquier elemento más pesado
que el Litio.
El Hidrógeno (un protón), el Helio (dos
protones) y el Litio (tres protones), son los
elementos formados en los “primeros
momentos” después del Big Bang, antes
de que se originaran estrellas. Los demás
elementos se forman en las estrellas
Lo común no son las estrellas aisladas, sino los sistemas dobles formados por dos
estrellas o incluso los sistemas triples o múltiples de estrellas que unidas
gravitatoriamente orbitan alrededor de un centro común. Las estrellas binarias son
asociaciones aisladas en el espacio de dos estrellas lo suficientemente próximas entre
sí como para formar un sistema en equilibrio dinámico.
Sirio A y B
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ESTRELLAS