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ESTRELLAS Dr. Tabaré Gallardo Instituto de Física - Dpto. de Astronomía Facultad de Ciencias Ciencias de la Tierra y el Espacio, 2003.

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1 ESTRELLAS Dr. Tabaré Gallardo Instituto de Física - Dpto. de Astronomía Facultad de Ciencias Ciencias de la Tierra y el Espacio, 2003.

2 Distancia, Luminosidad, Temperatura, Radio, Masa Espectros, composición Estructura Energía Evolución Estados finales (objetos compactos) Medio interestelar y origen de las estrellas

3 Métodos para medir las propiedades básicas de las estrellas distanciamidiendo paralaje luminosidad temperatura superficial midiendo color o radio masasistema binario composiciónlíneas espectrales - modelo

4 DISTANCIAS

5 LUMINOSIDAD

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7 Magnitud aparente: Pogson Se define en filtros U B V R I o bolometrica (integrada en todo el espectro) Indice de Color:

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9 El vinculo de la magnitud aparente con la distancia se obtiene a partir de la relacion flujo - distancia Magnitud absoluta M:

10 TEMPERATURAS

11 DIAGRAMA H-R

12 Comparacion de Flujo emitido

13 RADIOS

14 MASAS

15 SECUENCIA PRINCIPAL = SECUENCIA DE MASAS

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17 ESPECTROS

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19 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

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24 Clases de luminosidad

25 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.

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28 ¿Por qué?

29 ESTRUCTURA

30 ECUACION DE EQUILIBRIO HIDROSTATICO

31 Si suponemos densidad constante: Quién soporta esta presion? Presion del gas (peso molecular medio) Presion de radiacion (fotones) Presion de gas degenerado (electrones)

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33 transformacion gamma - visible

34 La OPACIDAD del medio es una medida de la dificultad que experimenta la radiacion (fotones) en atravesarlo

35 SOL

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37 Rotacion diferencial y actividad solar

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44 INTERIOR ATMÓSFERA núcleo zona radiativa zona convectiva fotósfera cromósfera corona VIENTO SOLAR

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47 Condiciones en el centro

48 ENERGIA

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51 Fraccion de masa que se convierte en energia Energia generada

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57 Li, Be, B

58 EVOLUCION ESTELAR

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60 Evolucion de la relacion H/He en el Sol

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75 Supernova

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77 Estrella de rayos x

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79 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 OBJETOS COMPACTOS: NO HAY FUSION

80 Radiacion de Hawking

81 VARIABLES Pulsantes (G, SG): Mira, Cefeidas, Lyra Eruptivas (binarias proximas): flares, TTauri, novas, supernovas Eclipsantes Rotantes: manchas, fuertes campos magneticos

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84 FINAL DEL SOL


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