ASTROFISICA LAS ESTRELLAS Javier de Lucas.

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1 ASTROFISICA LAS ESTRELLAS Javier de Lucas

2 La estrellas cumplen con un ciclo de vida
¿Que son la Estrellas? Son esferas de gas que producen enormes cantidades de energía en procesos de fusión nuclear. La estrellas cumplen con un ciclo de vida se forman en las nubes de gas y polvo que existen entre las estrellas (medio interestelar) nacen al iniciar la fusión nuclear, cuando 4 núcleos de H se transforman en uno de helio tendrán una vida, cuya duración dependerá principalmente de cual fue su masa inicial mueren de diversas maneras, regresando gran parte de su masa (ahora más rica en elementos pesados) al medio interestelar.

3 Propiedades de las Estrellas
Distancia Velocidad Color Tamaño Temperatura Masa Densidad Presión Tipo espectral Composición química Edad Brillo Fuentes de energía Variabilidad Asociación con otras estrellas: Binarias Cúmulos

4 MAS PREGUNTAS ¿Dónde nacen las estrellas? ¿Cómo se forman?
¿Cuánto tiempo viven? ¿Cómo evolucionan? ¿Cómo terminan sus vidas? ¿Cuántas estrellas existen? ¿Cuántas tienen planetas? ¿Existe vida fuera de nuestro planeta?

5 Distancia a Las Estrellas
La técnica mas directa para medir distancias a las estrellas es la de paralaje. Se efectúan observaciones del campo de la estrella, cuando la Tierra se encuentra en posiciones opuestas de su órbita alrededor del Sol. p Estrellas de fondo (más lejanas) dparsecs = 1 arcsec / Parcsec, Donde P es el ángulo de paralaje medido en segundos de arco. arcsec El resultado dparsec es la distancia en parsecs.

6 Método de la Paralaje

7 Friederich Bessel ( ) El primero en observar el paralaje y utilizarlo para medir distancias a las estrellas. En 1838 descubre que la estrella 61 del Cisne tiene un paralaje de 0.314” (el valor correcto es 0.292”), por lo que se encuentra a 10 años luz del Sol. Un parsec equivale a 3.2 años luz de distancia. “El más grande y glorioso triunfo que ha experimentado la Astronomía práctica” John Hershell “Puso por primera vez nuestras ideas sobre el Universo sobre una base sólida” Heinrich Olbers

8 Otras contribuciones de Bessel
Es famoso por descubrir a Sirio B, la compañera de Sirio (enana blanca, la primera estrella compacta en ser descubierta). En matemáticas son sumamente conocidas las funciones de Bessel, que encontró por primera vez en sus estudios sobre perturbaciones planetarias. Estudios geodésicos de arcos meridianos, que le permitieron encontrar que la elipticidad de la Tierra es de aproximadamente 1/299. Estudió las perturbaciones producidas sobre Urano por un planeta desconocido (Neptuno), pero murió antes de concluir sus cálculos.

9 Hasta hace pocos años, el método del paralaje se utilizaba para medir distancias a estrellas que están relativamente cerca (a menos de 50 pc). Hoy en día, gracias a la nave Hipparco, conocemos distancias, brillos, colores y velocidades de más de estrellas que se encuentran a distancias muy superiores a los 100 parsecs.

10 El color de las estrellas

11 El Color y la Temperatura de las Estrellas
Ley de Wienn El color de una estrella, caracterizada por la longitud de onda en la cual emite la mayor cantidad de radiación, está relacionado con la temperatura, a través de la Ley de Wienn. λmax= 0.29 cm / T(ºK), Donde λmax es la longitud de onda a la cual emite la máxima radiación, y T es la temperatura (superficial) del cuerpo negro en grados Kelvin.

12 ¿De qué color es el Sol? Para el Sol, T(ºK) = 5800, por lo que la ley de Wienn nos indica que: λmax = 0.29 cm / 5800 = = 5x10-5 cm = 5000Å Que se localiza entre los colores amarillo y verde del espectro electromagnético.

13 La Ley del Cuerpo Negro de Planck

14 Espectro del Cuerpo Negro de Planck

15 Ley de Stefan Boltzmann
La luminosidad de una estrella, se define como la energía que emite por segundo de tiempo. La ley de Stefan Boltzmann, nos dice que L depende del área y de la temperatura. L = 4πR2σT4, donde σ=5.67x10-5 erg cm-2 s-1 K-4 es la constante de Stefan Boltzmann y R es el radio de la estrella.

16 Para el caso del Sol tenemos:
T = 5800K R = 6.96x1010 cm. Substituyendo en la ecuación anterior, L = 4π(5.67x10-5)(6.96x1010)2(5.8x1033)4erg/s L = 3.9x1033 erg/s

17 Ley Inversa del Cuadrado
A=4πR2 I/4 I S R 2R 3R I = S/(4πR2) Esta ley nos dice como se diluye la luz con la distancia

18 La Constante Solar A la cantidad de energía que recibimos del Sol por unidad de área y por unidad de tiempo se le conoce como la constante solar. Podemos calcularla si conocemos la luminosidad del Sol y aplicamos la ley inversa del cuadrado para la distancia a la que se encuentra la Tierra desde el Sol. Como vimos anteriormente, la luminosidad solar es: L = 3.9 x 1033 ergs/seg, es decir, 4x1026 W.

19 La Constante Solar La constante solar viene dada por: L/(4πR2), la cual resulta ser: 1400 W por cada m2 de superficie terrestre. La principal fuente de energía en la Tierra proviene del Sol. Los vientos, la evaporación del agua de mar, la fotosíntesis, el petróleo, etc., tienen su verdadero origen en la energía que se genera en el interior del Sol, al unirse 4 átomos de hidrógeno para formar uno de helio.

20 Diferentes Tipos de Espectro
Continuo Líneas de emisión Líneas de absorción

21 Niveles de Energía del Átomo de Hidrogeno
E(ev) 15 Pfund Bracket E=13.6 n = infinito n = 3 Pashen n = 2 10 δγβα Balmer 5 n = 1 εδγβα Lyman Energía de ionización = 13.6 ev λ = 912 Å

22 SALTOS ELECTRONICOS

23 SALTOS ELECTRONICOS                                                                                             

24 Clasificación Espectral de las Estrellas
Hay muchas maneras en que se pueden clasificar las estrellas: respecto al color, la temperatura, el brillo, la masa, etc. Sin embargo, el espectro de las estrellas ha demostrado ser una de las más útiles. Entre los años 1880 y 1920, se tomaron espectros de miles de estrellas. En dicho trabajo destacó la aportación de un buen número de astrónomas que del Observatorio de Harvard (notablemente, Annie Jump Cannon). Denominaron tipo A a las estrellas con las líneas más prominentes de hidrógeno, Con B a las que le siguen, etc. La clasificación terminaba en la letra P.

25 Clasificación Espectral de las Estrellas
En los años 20, a medida que se alcanza una mejor comprensión sobre la naturaleza de las estrellas, se descubre que tiene más sentido clasificar a las estrellas de acuerdo con su temperatura superficial. De esta forma, la clasificación espectral comienza con las estrellas más calientes, que corresponden a la letra O en la clasificación de Harvard. La secuencia de la clasificación espectral moderna es O, B, A, F, G, K, M.

26 Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Recurso mnemotécnico para recordar el orden de las letras utilizadas en la clasificación espectral.

27 ORDEN ESTELAR O Be a Fine Girl Kiss Me Right Now Sweet
O Be a Fine Guy Kiss Me Right Now Sweet Oh Buy A Fine Green Kilo Man (Berkeley, 60s) On Bad Afternoons Fermented Grapes Keep Mrs. Richard Nixon Smiling (Caltech, 80s) Only Boys Accepting Feminism Get Kissed Meaningfully. Oh Backward Astronomer, Forget Geocentricity; Kepler's Motions Reveal Nature's Simplicity

28 Annie J. Cannon Henrietta Leavitt

29 Astrónomas del Observatorio de Harvard

30 Clasificación Espectral

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33 La Relación entre el Estado de Ionización y la Clasificación Espectral

34 Espectro de Fraunhofer

35 El Diagrama de Hertzsprung Russell
La importancia de la clasificación espectral se debe a que existe una relación directa entre ésta y el brillo (luminosidad o magnitud) de una estrella. Los primeros en encontrar esta relación fueron los astrónomos: Ejnar Hertsprung (danés) y Henry Norris Russell (norteamericano). H y R se dieron cuenta que si se grafica la temperatura, el color, o la clasificación espectral en el eje horizontal, y el brillo en el vertical, más del 90% de las estrellas quedan contenidas en una banda diagonal muy estrecha. También observaron, que las estrellas gigantes, las super-gigantes y las enanas, ocupan regiones muy separadas dentro de este diagrama. El diagrama HR, como se le conoce actualmente, es sumamente útil para estudiar la evolución de las estrellas.

36 Diagrama HR (Hertzsprung Russell) Para Estrellas en la Vecindad Solar.

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38 LUMINOSIDAD ESTELAR

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42 Datos del Satélite Hiparco

43 Datos del Satélite Hiparco

44 Relación Masa-Luminosidad de las Estrellas

45 Los astrónomos Morgan y Keenan, añadieron a la clasificación espectral de Harvard, la luminosidad de las estrellas. Esto permite evitar muchas confusiones en la clasificación. Ia Supergigantes más luminosas Ib Supergigantes menos luminosas II Gigantes luminosas III Gigantes normales IV Subgigantes V Secuencia principal (enanas)

46 Sistema Binario de Castor
1790 1830 1870 1950 1910

47 Sistema Binario de Sirio

48 Movimiento del Sistema de Sirio

49 La Masa de las Estrellas
Ri es la distancia a la estrella con masa mi medida desde el centro de masa C.M. del sistema. Por definición de C.M., M1R1=M2R2. Por la 3a Ley de Kepler, M = R3/P2,donde M=M1+M2 (en masas solares), R=R1+R2 (en A.U) y P es el periodo (en años terrestres). M2 R2 C.M R1 M1 Para el Sistema binario de Sirio tenemos:R= 20.0 A.U, P=50 años. La 3a Ley de Kepler nos da: M = 3.2 Msol. Y como R2/R1=2, M1/M2=2. Entonces M1+M2=M1+M1/2= 3.2 Msol. Y M1 = 3.2 Msol/1.5 = 2.13 Msol y M2 = 1.07Msol. La estrella 2 es una enana blanca.

50 La Energía de las Estrellas
Sabemos que el Sol ha estado brillando (con casi la misma intensidad), 4500 millones (4.5x109 años). También sabemos que la luminosidad (energía radiada por unidad de tiempo) del Sol es muy grande L=3.9x1033erg/s. La pregunta es ¿Cómo se genera la energía en el Sol y en el resto de las estrellas? ¿Cómo puede brillar por tanto tiempo?.

51 Durante algún tiempo se pensó que la energía de las estrellas proviene de la conversión de energía potencial (mecánica), en calor y radiación, en el proceso de contracción de una estrella. Pero, la energía total que podría disiparse por ese mecanismo sólo mantendría la luminosidad solar por menos de 10 millones de años. Este fue la conclusión de Kelvin y Helmholtz.

52 La explicación al problema de la producción de energía en la estrellas fue resuelto en este siglo. La primera clave para la explicación es, la famosa ecuación de Einstein que relaciona a la materia y la energia: E = m c2. Los detalles sobre el mecanismo, solo pudieron lograrse gracias a los avances de la Física Nuclear. Ahora sabemos que es la fusión nuclear, la responsable de que brillen las estrellas.

53 Como L=E/T, T=E/L, el tiempo total que durará el Sol será de 1010 años
4MH – MHe = ΔM = 0.7% x masa de la estrella. E = Δmc2 Para el Sol, ΔM = 2.0x1033 gr. H H H He H Como L=E/T, T=E/L, el tiempo total que durará el Sol será de 1010 años

54 Fusión Nuclear: La Fuente de energía de las Estrellas
Fusión Nuclear: La Fuente de energía de las Estrellas. Cadena Protón-Protón Nótese lo lento de este proceso

55 Cadena protón - protón 1H + 1H    2H + positrón (e+) + neutrino (v) 2H + 1H    3He + rayo gamma (γ) 3He + 3He    4He + 1H + 1H Es la cadena dominante en el Sol. Es decir, la mayor parte de la energía que se produce en el Sol es debida a esta reacción.

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57 Cadena CNO El carbón actúa como catalizador en esta reacción.
12C + 1H    13N + y 13N    13C + (e+) + v (decaimiento ß+) 13C + 1H    14N + y 14N + 1H    15O + y 15O    15N + (e+) + v (decaimiento ß+) 15N + 1H    12C + 4He El carbón actúa como catalizador en esta reacción. Es la cadena dominante en producción de energía para estrellas más masivas que el Sol (mayor que 1.1 masas solares).

58 Cadena Nuclear Dominante
Como Función de la Masa

59 Cadena Triple Alfa 3 4He 12C Se le llama así, porque la partícula alfa (α) no es otra cosa más que un núcleo de helio (4He), sumamente importante en el inicio del proceso de construcción de los elementos pesados en las estrellas.

60 56Fe Máxima estabilidad Fisión Fusión

61 Las estrellas nacen en nubes de gas y polvo.
Formación Estelar Las estrellas nacen en nubes de gas y polvo. La nebulosa de Orión es un ejemplo de estas.

62 NEBULOSA DE ORION

63 Nebulosa del Águila

64 M 20

65 To the right is an infrared image of the Kleinmann-Low Nebula, a region of intense star formation in the constellation Orion. In visible light much of this region is hidden by dust however in the infrared you can see the effects of the hot winds produced by newly formed massive stars. These hot winds heat up the surrounding gas and cause them to radiate strongly in the infrared. The winds will eventually clear much of the gas and dust surrounding the stars. Imagen en el infrarrojo de la Nebulosa de Kleinmann-Low (KL Orión), donde existe una intensa formación estelar. Nótense los fuertes vientos producidos por nuevas estrellas.

66 Las Primeras Etapas de la Vida de las Estrellas. Los objetos T Tauri
Explanation of image. Telescope: Canada-France-Hawaii, f/36 Date: November 19, 1995 Instrument: University of Hawaii 13-channel AO system and 1024x1024 IR camera Wavelength: composite of HST 0.85 mu (blue) and AO: 1.2 mu(green), and 1.6 mu (red) Total exposure: 20 minScale: 4 arcsec wide Orientation: North up East to Left Observers: L.M. Close, F. Roddier, C. Roddier, E. Graves, M. Northcott (HST: K. Stapelfeldt) Reference: L.M. Close, F. Roddier, C. Roddier, E. Graves, M. Northcott 1997, ApJ 478, This is a 3 color image of the young star HL Tau. HL Tau is just clearing away its dusty envelope with its stong (300 km/sec) jets -the bipolar jet runs to the upper left and to the lower right. Note the blue (0.8 um image from HST) bubble above the green (1.2 um AO image) accretion disk. The red light is from a 1.6 um UHAO image which detects the lower faint red bubble below the accretion disk. This is the first direct infrared image of an active accretion disk. The disk is invisible in the optical but is revealed in the IR. The disk size is 150 AU. It is thought that as these disks condence they form planetary systems, hence it is important to image these disks at high resolution. The resolution in this 4x4" image is 0.2" FWHM (30 AU). For more information about our HL Tau paper see Close et al. 1997a, ApJ, 487, 766, 1997 Se aprecia disco de acreción y chorros Sistema binario librándose de su material

67 Estrella Pistola Imagen IR tomada por NICMOS (en el HST), de una de las estrellas más brillantes de la Vía Láctea. Tiene 100 veces más masa que el Sol, y brilla como 10 millones de Soles. La estrella no se observa en el visible, ya que se encuentra muy cerca del centro galáctico.

68 M 16

69 Nucleosíntesis en Estrellas
13C + 4He    16O + n 17O + 4He    20Ne + n 21Ne + 4He    24Mg + n En el interior de las estrellas, cuando la abundancia del helio es suficientemente alta, empiezan a producirse núcleos cada vez más pesados.

70 ¿Cómo mueren las Estrellas?
La respuesta depende de cual es la masa final de la estrella. En muchos casos, esto a su vez depende en cual es la masa inicial de la estrella. Las estrellas que al final de su vida tienen una masa menor que 1.4 masas solares (masa límite de Chandrasekhar), terminan siendo enanas blancas. Previamente pasan por su etapa de nebulosa planetaria.

71 Muerte de estrellas como el Sol. Nebulosa Planetaria M57

72 Nebulosa Planetaria M27

73 NGC7009

74 Etapa Final de las Estrellas Masivas
Las estrellas que al fin de su vida poseen una masa superior a la de Chandrasekhar, no pueden ser enanas blancas. Estas explotan en un proceso conocido como supernova, en el cual la estrella enriquece al medio ambiente con núcleos más pesados. Del núcleo de la estrella puede formarse una estrella neutrónica (que a veces puede como un pulsar). Si la masa final es superior a las 9 masas solares, se forma un agujero negro.

75 explotar como una Supernova
Estrella lista para explotar como una Supernova Fe Si O C He H

76 Una estrella de 20 masas solares dura 10 millones de años quemando hidrógeno en su núcleo (secuencia principal), 1 millón de años quemando el He, 300 años el carbono, 200 días el oxígeno y tarda sólo 2 días en consumir el silicio. La explosión de la supernova es inminente. 56Fe + γ → 13 4He + 4n 4He + γ → 2 H +2n

77 La muerte de la Estrellas muy masivas
Remanente de la Supernova 1987a

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79 Candidato a agujero negro: Cignus X1

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81 Asociaciones de Estrellas
Las estrellas se asocian en sistemas binarios, en grupos de unas cuantas estrellas, en cúmulos abiertos (conocidos también como galácticos) y en cúmulos globulares. Estos a su vez constituyen una parte de lo que es una galaxia. Las galaxias mismas se asocian en cúmulos y los cúmulos en supercúmulos.

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83 Hyades (Cúmulo Abierto)

84 M36

85 IC1805

86 Cúmulo Abierto                                                       The images of the Hyades, Pleiades, and Praesepe are to scale and are copyrighted by Till Credner (Max-Planck-Institut fur Aeronomie) and Sven Kohle (Astronomical Institutes of the University Bonn).

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91 HR de Cúmulos Abiertos

92 Cúmulos Globulares

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96 Cúmulo Globular de Omega Centauro

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99 Diagrama HR de Cúmulos Globulares HR de Cúmulos Globulares

100 La Vía Láctea

101 El Centro de la Vía Láctea

102 CATALOGO MESSIER

103 FIN DE LA PRESENTACION LAS ESTRELLAS JAVIER DE LUCAS