Estrellas

¡Hola a todos, y bienvenidos! Me llamo Anita Cannon y trabajo en la Universidad de Harvard. He dedicado mi vida profesional al estudio de las estrellas y quiero compartir con ustedes algunas cosas que aprendí de estos cuerpos celestes. Algo de Historia (es necesaria): Por allá, por la 2da década del siglo XX, se reunieron en una gráfica, lo que hasta entonces se sabía de las estrellas: magnitud absoluta (representativa de la luminosidad) y clase espectral (representativa de la temperatura). Las estrellas distribuidas, formaron una diagonal que demostró un ordenamiento estelar definido. Este trabajo fue hecho por 2 investigadores por separado y en distintos tiempos: Hertzprung lo hizo en Europa 2 años antes que lo hiciera Henry Norris Russell en los Estados Unidos. En hora buena, la Historia hizo honor a ambos llamándolo: Diagrama HR. Es que ambos llegaron a idénticas conclusiones, porque partieron de las correctas bases científicas. NOTA: en la Universidad de Harvard, se clasificaron las estrellas según sus espectros y se llegó a la conclusión que: las distintas temperaturas eran las responsables de las diferencias espectrales entre ellas. Al principio cada grupo fue denominado por una letra siguiendo un orden alfabético. Pero algunas fueron eliminadas por descubrirse que eran variantes de otros grupos. Al estar asociadas con las temperaturas, y en orden decreciente, los grupos que quedaron fueron: O, B, A, F, G, K, M . Cada grupo a su vez comprende 10 subgrupos ( del 0 al 9 ). El Sol por ejemplo pertenece al grupo G, subgrupo 2 (o sea G2), eso significa que su temperatura ronda los 5800 K.

Luminosidad M Diagrama HR -10 -5 +5 +10 +15 +20 1.000.000 10.000 100 1 1/ 100 1/ 10.000 1/1.000.000 Gráfica donde se relacionan temperaturas y luminosidades. La distribución diagonal llamada “Secuencia Principal” deja en claro el comportamiento de las estrellas como cuerpos negros y el cumplimiento de las leyes de la radiación. El Sol aparece en el centro (G2, 5) Sol O B A F G K M Clase espectral 5……..0……….5…………0……….5………..0……..5…………0.....2……5……….0………5…………0………5……....... Temperatura 40.000 K 28.000 K 9.500 K 7.200 K 6.000 K 5.200 K 3.800 K 3.000 K

Relación Masa-Luminosidad Luminosidad M Comparando las masas estelares con la masa del Sol que vale 1 masa solar (ms), los valores son los que figuran en la gráfica. O B A F G K M 1 ms 0,20 ms 15 ms 60 ms 1.000.000 10.000 100 1 1/ 100 1/10.000 1/ 1.000.000 -10 -5 +5 +10 +15 +20 No Las estrellas configuran la Secuencia Principal, en función de sus masas, algo que ya se sospechaba como causa de ese ordenamiento natural. Nótese la relación directamente proporcional entre masas y luminosidades.

¿Cómo se manifiesta la relación masa - luminosidad? G G G E E E E G ¿Cómo se manifiesta la relación masa - luminosidad? Las diferencias de masas, dan a las fuerzas que operan valores diferentes. Éstas son básicamente 2: la gravitatoria G de efecto colapsante y la expansiva E resultante de la energía producida por la estrella misma. Cuanto más masa tenga la estrella, mayor será G y el equilibrio se mantendrá mientras haya una alta producción energética. La estrella tenderá a ser una "gigante azul". Pero el mucho consumo acelerará su evolución; es decir: vivirá poco tiempo comparando con el Sol (aproximadamente la décima parte). Por el contrario, para una estrella de poca masa, el equilibrio se podrá mantener con baja producción de energía, y así vivirá más tiempo, siendo su tendencia a la de "enana roja".

Gigantes rojas O B A F G K M -10 Luminosidad M Gigantes rojas -10 -5 +5 +10 +15 +20 1.000.000 10.000 100 1 1/ 100 1/ 10.000 1/1.000.000 Sol Fuera de la Secuencia principal, encontramos estrellas de mucha luminosidad pero baja temperatura. Eso solo es posible si su tamaño es “gigante”. Por eso fueron llamadas “gigantes rojas” y constituyen una etapa de vida de vejez de las estrellas. Dentro de unos 5.000 millones de años, el Sol pasará a ser una de ellas. O B A F G K M Clase espectral 5……..0……….5…………0……….5………..0……..5…………0.....2……5……….0………5…………0………5……....... Temperatura 40.000 K 28.000 K 9.500 K 7.200 K 6.000 K 5.200 K 3.800 K 3.000 K

Enanas blancas O B A F G K M -10 gigantes medianas enanas Luminosidad M Pero también encontramos el caso contrario: estrellas de alta temperatura y poca luminosidad, que fueron definidas como “enanas blancas” aunque es un nombre genérico que identifica a un grupo de estrellas con propiedades características. Son aún más viejas que las Gigantes rojas. Enanas blancas -10 -5 +5 +10 +15 +20 1.000.000 10.000 100 1 1/ 100 1/ 10.000 1/1.000.000 gigantes medianas Sol enanas O B A F G K M Clase espectral 5……..0……….5…………0……….5………..0……..5…………0.....2……5……….0………5…………0………5……....... Temperatura 40.000 K 28.000 K 9.500 K 7.200 K 6.000 K 5.200 K 3.800 K 3.000 K

Tipos de estrellas O B A F G K M -10 Gigantes azules Gigantes rojas Luminosidad M -10 -5 +5 +10 +15 +20 Gigantes azules Tipos de estrellas Gigantes rojas 1.000.000 10.000 100 1 1/ 100 1/ 10.000 1/1.000.000 Gigantes blancas medianas blancas Sol Tipo solar Enanas blancas Enanas rojas O B A F G K M Clase espectral 5……..0……….5…………0……….5………..0……..5…………0.....2……5……….0………5…………0………5……....... Temperatura 40.000 K 28.000 K 9.500 K 7.200 K 6.000 K 5.200 K 3.800 K 3.000 K

Cálculo del radio de una estrella                                                                                         2          4 Luminosidad de la estrella (superficie x flujo)  L* = 4pR  x  sT             siendo:    R = radio de la estrella                       T = temperatura estelar en Kelvin                                                                                        2          4 Luminosidad del Sol     (Superficie por Flujo)    Ls = 4pr  x  st             siendo     r = radio del Sol                        t = temperatura del Sol en Kelvin Relacionando ambas luminosidades resulta:                                     2          4             2          4               L* / Ls  = 4pR  x  sT  /  4p r   x  st y considerando:                       Ls = 1 y r = 1 (por ser el Sol astro de comparación) resulta:                                                     2      4    4                       2                4                       L* = R  x  T / t     o sea  L* = R  x  ( T / t ) donde:                     4                       ( T / t ) = E  que es la "relación de energías") así: 2                                     R = ( L* / E ) R da en radios solares

etapa de "protoestrella" Evolución estelar: etapa de "protoestrella" 1- Se produce una condensación gravitatoria de hidrógeno en una región fría de una nebulosa y esto va gestando una “protoestrella”. 2- Al alcanzar el núcleo una temperatura de unos 10.000.000 K, comienzan las reacciones nucleares: el Hidrógeno se fusiona en Helio liberando energía. El cuerpo deja de comprimirse porque alcanza un “equilibrio hidrostático”. 3- Cuando se radia al exterior la misma cantidad de energía que produce el núcleo, se alcanzó el “equilibrio termodinámico” y nació la estrella. Se la ubica en el diagrama HR según sus características.

Juventud estelar 4- La Secuencia Principal es el período de juventud de la estrella en el que goza de buen equilibrio y produce energía a ritmo constante. Pero esa condición no dura para siempre. Al irse agotando el hidrógeno en el núcleo, el equilibrio se rompe y la gravitación lo colapsa. Las estrellas de mayor masa (gigantes azules), evolucionarán antes que las de menores masas.

Vejez estelar 5- Al colapsar el núcleo, éste se recalienta alcanzando temperaturas cercanas a los 100.000.000 K, lo que provoca una expansión de las capas periféricas que se enfrían y enrojecen. La estrella se convierte en una “gigante roja” (estrella vieja).

Vejez estelar 6- El núcleo continuará colapsando y recalentando. La estrella seguirá creciendo por fuera hasta dejar desnudo al núcleo que se ha transformado en una “enana blanca”. (estrella muy vieja).

Las capas periféricas forman un anillo alrededor de la enana blanca que se conoce como “nebulosa planetaria” (el nombre se origina de una confusión pues nada tiene que ver con un planeta).

La “enana blanca”, es una estrella tan pequeña como la Tierra, pero de mucha densidad; tanta que un trozo del tamaño de un terrón de azúcar, pesaría ¡miles de kilos! Es que se ha comprimido tanto, que se ha perdido todo espacio entre partículas. No hay reacciones nucleares, pero su temperatura es enorme. Con el tiempo se irá enfriando hasta convertirse en una “enana negra”. Así será la evolución del Sol. Queda pendiente aún explicar la evolución de estrellas de mucha masa. Lo haremos en otra oportunidad. Fin