Cuatro Sesiones de Astronomía 3. Las estrellas Alberto Carramiñana Alonso Liceo Ibero Mexicano, 16 agosto 2002

Las estrellas son soles Comparamos sus brillos mediante la escala de magnitudes: m1=m2-2.5log10(f1/f2) Cinco magnitudes representan un factor de 100. Vega m=0, Sirio m= –1.46, Alcyone m=2.9. El Sol m = –26.72  tendría magnitud 0 a 220 mil UA de distancia.

La distancia a las estrellas (1) Paralaje trigonométrico: Método básico de determinación. Define al parsec: d(pc) = 1/p(“)  1 pc = 206265 UA = 3.2616 años-luz. Empleado exitosamente por Bessell en 1838 con 61 Cygni (p=0.316”  d=3.16 pc). Restringido a distancias “pequeñas” ( 1000 pc). 1” 1 AU 1 parsec

La distancia a las estrellas (2) Algunos métodos de estimación: Por paralaje. Por movimiento colectivo en cúmulos. Por movimiento colectivo en la Galaxia. Estimando la luminosidad de la estrella (variables Cefeidas; suponiéndola).

Hay distintos tipos de estrellas Primera evidencia: el descubrimiento de las estrellas binarias. Sirio B. La luminosidad (magnitud), temperatura (color), estructura y evolución de una estrella está determinada por su masa y composición química. Equilibrio entre presión y gravedad.

El diagrama HR Hertzsprung - Russell. Color - magnitud  temperatura - luminosidad. Estimado en cúmulos o estrellas con distancias conocidas (Hipparcos). La mayoría de las estrellas se agrupan sobre una línea curva denominada “secuencia principal”. Hay otros grupos notorios.

El diagrama HR Color - magnitud  temperatura - luminosidad. Tipos espectrales: OBAFGKM  secuencia de temperatura.

La secuencia principal Son aquellas estrellas que brillan al convertir hidrógeno en helio. Tipo Temperatura (K) Masa (M) Luminosidad (L) Duración (millones años) O 7.5 38 000 25 80 000 2 B 0 33 000 16 10 000 10 B 5 17 000 6 600 60 A 0 9 500 3 300 F 0 6 900 1.5 1 500 G 0 5 800 1 6 000 K 0 4 800 0.8 0.4 12 000

Los tipos de estrellas De acuerdo al diagrama color luminosidad (HR). Protoestrellas. Secuencia principal (V). Post-secuencia principal: gigantes (II, III) y supergigantes (I). Degeneradas (enanas blancas, estrellas de neutrones) y hoyos negros. Los tipos de estrellas

El Sol es una estrella normal Tipo espectral: G2 V Masa = 1.989  1030 kg (330 000 M ) Radio = 696 000 km (109 R) Luminosidad = 3.86  1026 Watts Tsup = 5770 K Tc = 15 000 000 K Podemos estudiar su núcleo (heliosismología), cromosfera, corona, ciclos de actividad, eyecciones, viento... 0.2 D

La fuente de energía del Sol Conversión de hidrógeno en helio: Secuencia protón - protón o ciclo del carbono. m(He) = 3.971 m(H)  E = m c2 1H + 1H  2H +  +  1H + 2H  3He +  3He + 3He  4He + 1H + 1H

La actividad solar Ciclo de manchas solares cada 11 años. Ráfagas, emisiones coronales, viento solar. Influencia en el clima terrestre (mínimo de Maunder).

Estrellas post-secuencia principal Gigantes y supergigantes rojas (Betelgeuse). Al haber agotado el hidrógeno generan energía vía: He  C  núcleo muy compacto (0.01 R para alcanzar T  1011 K) y atmósfera extendida (centenares de R) y muy tenue. Viven poco tiempo y terminan como supernovas: explosión catastrófica que durante unos meses brilla tanto como una galaxia entera (1011 L).

Etapas de evolución del Sol Gigante roja Supergigante 0.01 0.01 Sol 0.2 1 Núcleo de hidrógeno 50 300 Núcleo (inerte) de helio con cáscara de hidrógeno

La evolución final del Sol El helio se prenderá subitamente y las capas exteriores del Sol serán expulsadas, formando una nebulosa planetaria. El núcleo de la gigante quedará caliente, inerte y degenerado, formando una enana blanca.

Estrellas degeneradas No generan energía: equilibrio entre gravedad y presión cuántica: Enanas blancas: presión por degeneración de electrones. R  R/100  R , M1.44M,   106 g/cm3 . Estrellas de neutrones: presión por degeneración de neutrones. R  10 km , M  1.44M,   1017 g/cm3 . ¡Producto final de la evolución estelar!

Sirio A versus Sirio B Luminosidad = 23.5 L Masa = 2.3 M  T = 9,910 grados Diámetro = 1.6 D Densidad = 0.8 g/cm³ Gravedad = 25 g L = 0.03 L  M = 1.05 M  T = 27,000 grados D = 0.008 D  ρ = 3 toneladas/cm³ g = 460,000 g

Hacia la explosión de una supernova Estrellas masivas (digamos 20 veces mas masivas que el Sol) continuan su evolución convirtiendo helio en carbono, carbono en oxígeno, etc.... H He C Ne O Si Fe 0.01 1000

La catástrofe del hierro El hierro no puede producir reacciones nucleares  colapso catastrófico. El núcleo se contrae a 70,000 km/s y en un segundo se comprime formando una esfera de unos pocos kilómetros de diámetro. El núcleo rebota sobre sí mismo y empieza a expandirse a cientos de miles de km/s. Se produce una supernova.

Supernovas históricas SN 185: registro Chino de una estrella huésped visible entre 8 y 20 meses en la constelación de Centauro. Magnitud -2. SN 393: registrada en China y visible 7 meses. En la cola de Escorpión. Magnitud -3. SN1006: la más brillante en registros históricos: magnitud -9  luna en cuarto. Vista por Chinos, Japoneses, Coreanos, Árabes, Europeos, en la constelación de Lupus. SN 1054: registrada por Chinos (dando la posición cercana a  Tauri y fecha 4 de julio) y Japoneses (comparada con Júpiter). Visible de día durante 23 días (mag=-5). No hay registros europeos. Apareción en Tauro y está asociada con la nebulosa del Cangrejo. SN 1181: vista en China y Japón. Se estima de magnitud -1. En Cassiopeia. Probablemente 3C 58. SN 1572: observada por Chinos, Coreanos, y reportada en detalle por Tycho Brahe. Visible 15 meses y magnitud -4. Los registros de Tycho la asocian firmemente con G120.1+1.4. SN 1604: observada por Chinos y Coreanos, y reportada en detalle por Kepler. Visible por 366 dias y de magnitud -3. Asociada con 3C 358.

Del siglo XX: SN 1987A

Estrellas de neutrones 1939: Oppenheimer y Volkoff calculan la estructura de una estrella de neutrones degenerados: serían tan pequeñas que no habría forma de encontrarlas. Enana blanca Estrella de neutrones Masa  M D  0.008 D  10,000km ρ  3 ton/cm³ g  460,000 g Masa  1.44 M D  20 km ρ  700,000,000 ton/cm³ g  200,000,000,000 g B0329 Vela B1937

Estrellas binarias La mayor parte de las estrellas son binarias. A partir de su movimiento es posible estimar la masa de las estrellas.  Lyrae: la doble doble

Cúmulos estelares Cúmulos abiertos: las estrellas se forman en cúmulos. Los cúmulos abiertos son jóvenes, contienen miles de estrellas y se dispersan rápidamente. Ejemplos: las Pléyades, las Hyades. Cúmulos globulares: agrupaciones de 105 o 106 estrellas de edad similar a la de la Galaxia. Ejemplos:  Centauri, M3, M13, ....