Por : Giovanni Pinzón Estrada OBSERVATORIO ASTRONÓMICO - FACULTAD DE CIENCIAS CIUDAD UNIVERSITARIA - SEPTIEMBRE 15 DE 2009

 Las estrellas son bolas de gas incandescentes localizadas a distancias enormes para nuestros sentidos ( parsec ).  Son los principales constituyentes del disco y del halo de las galaxias.  Todas las estrellas que observamos en una noche despejada pertenecen a nuestra galaxia

Porque estudiamos las Estrellas ?

 Indicadores de distancia a las galaxias (SNs, Variables Cefeidas) ‏  Búsqueda de Compañía (Planetas Extrasolares) ‏  Confirmar la Teoría de Evolución Estelar (Leyes de la Física son válidas en todo el Universo) ‏  Porqué alguien debiera hacerlo. No mirar el cielo sería perderse un pedazo de la película.  Ademas todavía es Gratis !

Uno de los logros mas notables de la ciencia moderna es haber comprendido la naturaleza ondulatoria de la luz. TODA LA LUZ PROVENIENTE DE UNA ESTRELLA ATRAVIESA LA ATMÓSFERA ? SI NO ~NO SI NO NO NO

El Infrarojo: 60's-80's. Hoy: 1-5 micrones (Cercano), micrones (Medio), micrones (Lejano).

El espejo primario de 85 cm de diámetro está diseñado para operar a temperaturas de 5.5 K Hecho en Berilio. La masa total del telescopio de Spitzer es de menos de 50 kg M id cour S pace e X periment 1996, Militar. S tratospheric O bservatory F or I R A stronomy NASA SP ace I nfrared T elescope ZER 2003, Probar las teorias actuales sobre la formacion de las estrellas I nfra R ed A stronomical S atellite 1983, 10 meses Antes solo ideas vagas. Mapeo el 96% del Cielo 4 veces en 12, 25, 60 y 100 con resolucion de 0.5-2' GEMINI 8m, Mauna Kea ~4000 m ESO VLT 8m, Paranal Herschell (3.5m) l

 William Wollaston (1802). Interpuso una rendija estrecha en la trayectoria de un rayo de luz solar. Vio 7 líneas oscuras !  Fraunhofer 1814, 600 lineas. Fraunhofer y su espectrografo

1859 Kirchhoff & Bunsen identifican el porque de lineas oscuras : Cuando ciertos elementos quimicos se calientan con una llama entonces aparecen lineas brillantes en las mismas posiciones que las oscuras observadas por Fraunhofer.

Líneas : Huellas los elementos químicos Na H Ca Mg Ne

Clasificación de los Espectros Emision Continuo Absorcion

El Diagrama Hertzsprung- Russell Ejemplo Ejemplo Ejemplo

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Las Estrellas Nacen en NUBES

B Pic (1984)‏

B Pic (2006)‏ AU Mic (2007)‏

TWA 3A

Estrellas Jovenes y formación de planetas Un Modelo de una Estrella Joven Objetos tipoHerbig Haro

 Producción de Energía  Equilibrio Hidrostático  Conservación de la materia  Conservación de la energía (condiciones para el transporte de la luz en el interior) ‏

Hans Bethe  Esta fuente se mantuvo desconocida hasta mediados del s. XX cuando Hans Bethe describio la cadena PP 4H → He 4  En estrellas de masas mayores al Sol ocurre es el Ciclo CNO

HELIO HIDROGENO

HELIO HIDROGENO

HELIO

Aquí se detiene la Sintesis !

Las estrellas masivas producen una sucesión de elementos químicos a medida que estas evolucionan. El Hierro para la Cadena. Endotérmico.

 Cuando el Helio se acaba, el nucleo de He colapsa hasta que la temperatura es adecuada para convertir Carbono en Magnesio o en Oxigeno.  A través de una combinacion de procesos consecutivos o en cadena, se forman entonces los elementos mas pesados.

OpticoRayos-X

Una Estrella de Neutrones (Si la masa del nucleo es menor a 5 masas del Sol) ‏ Durante el colapso los electrones y protones se combinan para formar neutrones. R~10 Km Un Agujero Negro (Si la masa del nucleo es mayor que 5 masas del Sol) ‏

Supernovas comprimen el gas y el polvo del medio interestelar. Esta compresion origina el colapso del gas circundante y el nacimiento entonces de una nueva generación de estrellas.

Estrellas como el Sol Estrellas mas pesadas que el Sol