Estrellas, Cúmulos Estelares,

Presentación del tema: "Estrellas, Cúmulos Estelares,"— Transcripción de la presentación:

1 Estrellas, Cúmulos Estelares,
Nebulosas, Pulsars, Galaxias

2 Cruz del Sur y Carina

3 ESTRELLAS http://www.youtube.com/watch?v=g0HX0GosLOQ&feature=fvsr

4 El diámetro de la Galaxia es 100.000 años luz
En nuestra Galaxia hay más de 200 mil millones de estrellas El diámetro de la Galaxia es años luz Todo (casi) lo que vemos a simple vista pertenece a nuestra Galaxia (al plano o al halo)

5 Edad (una estrella común vive unos 10.000 millones de años)
Características importantes de una estrella Tamaño Masa Edad (una estrella común vive unos millones de años) Temperatura Densidad Luminosidad (brillo o magnitud) Espectro Distancia

6 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.

7 La escala es logarítmica: un valor de magnitud se relaciona con el siguiente por un factor (multiplicación). ¿Cuál es ese factor? √100 = 2,512 5 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.

8 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.

9 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

10 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.

11 M = m + 5 – 5 × log d (en parsec)
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 = 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.

12 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.

13 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.

14 En la constelación de Escorpio

15 Las estrellas más brillantes en el Sur

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17 El 90% de las estrellas de nuestra galaxia son tipo M
Clasificación de Estrellas según el “color” Más calientes y azuladas Más masivas Viven menos tiempo Más frías y rojizas Menos Masivas Viven más tiempo El 90% de las estrellas de nuestra galaxia son tipo M El Sol es del tipo G

18 El radio de las estrellas varía entre 0,01 y 1000 veces el del Sol.
SIRIO 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.

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20 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.

21 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.

22 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.

23 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.

24 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 millones de veces la del Sol. Se originó por la explosión de una estrella de 150 masas solares.

25 Foto tomada por el Hubble capta una supernova en 1994 abajo a la izquierda y la galaxia NGC 4526

26 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.

27 Remanente de la supernova de Kepler (observada en 1604)

28 Líneas Espectrales versus Temperatura

29 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

30 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