Instituto de Física - Dpto. de Astronomía, 318 ESTRELLAS Andrea Sánchez, versión 2008 Instituto de Física - Dpto. de Astronomía, 318 andrea@fisica.edu.uy, 6965293, 099212187 Basada parcialmente en presentación de T. Gallardo

Medio interestelar y origen de las estrellas Temas a discutir: Distancia, Luminosidad, Temperatura, Radio, Masa Espectros composición Estructura Energía Medio interestelar y origen de las estrellas Evolución (ya sabemos el final de la película), ev = f (?) Estados finales (objetos compactos)

Métodos para medir las propiedades básicas de las estrellas distancia midiendo paralaje Luminosidad (*) temperatura superficial midiendo color o (**) Radio (***) Masa sistema binario composición líneas espectrales - modelo *Wien, ¿que es el color?, **Stefan,*** efectos gravitatorios

DISTANCIAS

Definiciones útiles Movimiento propio (“/yr) : Deslazamiento en el cielo, vista desde la Tierra y corregido por paralaje. Componente transversa. Bernard’s star medida durante 22 años. Cefeidas (variables): ver foto: mayor período, mas brillante. A partir del brillo y se aplica una ley del inverso del cuadrado de la distancia. Una lamparita de 100 w que brilla 4 veces mas que otra igual, está dos veces mas cerca. Relación P-L. RRLyrae: tipo de variable pulsante que completa su período en pocos días. Razonamiento análogo a las cefeidas (P-L) Método Tully-Fisher: relación empírica entre la luminosidad de una galaxia espiral y la amplitud de su curva de rotación (‘ancho de linea espectral’ relacionado con la velocidad)

R R Lyrae Cefeidas: Tully - Fischer Paralaje espectroscópica

LUMINOSIDAD

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

Recordar para el resto de la vida !!! El vinculo de la magnitud aparente con la distancia se obtiene a partir de la relacion flujo - distancia Magnitud absoluta M: Recordar para el resto de la vida !!!

TEMPERATURAS

DIAGRAMA H-R

RADIOS

MASAS Kepler

SECUENCIA PRINCIPAL = SECUENCIA DE MASAS

ESPECTROS

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”

El rol de T Debilidad de H, hay poco y muchos metales ionizados? Abundancias RELATIVAS Acá le gusto al H, clasificación histórica de Harvard Líneas moleculares Sugerencia: ir comparando con transparencia siguiente

Clases de luminosidad

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.

¿Por qué?

ESTRUCTURA

ECUACION DE EQUILIBRIO HIDROSTATICO

Si suponemos densidad constante: ¿Quién ejerce esta presion? Presión del gas (peso molecular medio) Presión de radiacion (fotones) Presión de gas degenerado (electrones)

Transformacion gamma - visible

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

SOL

Rotacion diferencial y actividad solar

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

ENERGIA

Otros ciclos de energía

Ciclo p - p …

Fraccion de masa que se convierte en energia Energia generada

Este es nuevo: CNO

Otro: Triple alfa

EVOLUCION ESTELAR

Evolucion de la relacion H/He en el Sol

Sub-giant branch

Horizontal branch El último descanso antes del final

Estrellas masivas Nova Nova Persei O SN I

T es tan alta que se separan los p, n y e: Y después? T es tan alta que se separan los p, n y e: fotodesintegración Sigue el colapso y… Neutronización del núcleo SN II

Las estrellas de neutrones – Los púlsares … y otra mujer víctima de la ciencia …

Limite Openheimer-Volkov OBJETOS COMPACTOS: NO HAY FUSION ENANA BLANCA: sostenida por la presion del gas degenerado de electrones. ENANA NEGRA: no emite nada. Limite Chandrasekhar Sostenida por presion de gas degenerado de neutrones Limite Openheimer-Volkov AGUJERO NEGRO: Vescape > c Radio de Schwarzchild

Objetivos Entender : Las propiedades básicas que ‘definen’ una estrella Concepto de magnitud aparente y absoluta Clasificación espectral (Relación TE,color, temperatura) Interpretación del diagrama HR Tipos de espectros Abundancias relativas en las estrellas Generación de energía estelar Estructura interna del Sol Evolución y etapas finales de una estrella de una masa solar

Consignas (NO lista de preguntas de examen) La idea es ser capaces de responder de manera autocontenida y con los términos precisos las siguientes preguntas que son indicadores tentativos de la comprensión de los temas tratados. (Ver en transparencia anterior los Objetivos) ¿Es posible estimar la temperatura, la masa, el radio, o el color de una estrella? ¿Podrías ejemplificar algún método? Ejemplo: relación M – L ¿Aplicarías el método de la paralaje para calcular la distancia a CUALQUIER estrella? ¿y Pogson? ¿Qué representan las líneas de absorción en un espectro estelar? ¿en que tipos espectrales hay líneas de emisión? ¿y moleculares? Las estrellas tipo A : ¿no tienen hidrogeno? ¿o tienen poco? ¿Por qué el Sol es amarillo? Relación TE, temperatura, color. ¿Qué significa que una estrella esté en la SP del diagrama HR? ¿Qué mecanismos de producción de energía estelar conoces? ¿Cuál es la importancia del concepto camino libre medio en el interior solar? ¿Los neutrinos son un ejemplo típico? ¿Qué es la rotación diferencial solar y su relación con las manchas solares? Ordena cronológicamente los siguientes eventos: secuencia principal – ZAMS – horizontal branch – nebulosa planetaria - flash de helio – enana blanca. ¿Entiendes que ocurre en cada caso? ¿Es lo mismo una nebulosa planetaria que una región de formación estelar? Diferencias en las curvas de luz de una supernova tipo I y II