Introducción a la astronomía

Marino H. Guarín SepúlvedaEscuela de Astronomía de Cali, EAC

Santiago de Cali, 2011

“Propiedades estelares”

1. Aspectos generales2. Distancia3. Masa4. Radio5. Temperatura efectiva6. Color7. Luminosidad 8. Brillo9. Movimiento propio

Contenido

1. Aspectos generales

Componen casi toda la masa del Universo observable (80%)

Características generales

Inmensas esferas de plasma

Cuerpos rocosos como la Tierra son solo pequeñas trazas en la vastedad del cosmos.

Fábricas de elementos químicosSus núcleos son poderosas centrales nucleares que

convierten energía nuclear en energía radiante

Las estrellas son las fábricas en las que se ensamblan los diferentes elementos químicos

En su aparente serenidad se esconden portentosas máquinas con condiciones extremas en temperatura, presión, masa, luminosidad, etc.

Características generales

Composición química

Menos del 0,1% son elementos más pesados que el He

Las estrellas están compuestas principalmente de H (90%) y He (10%), según la cantidad.

Estrellas dobles y múltiples

La mayoría de estrellas se acomodan en sistemas dobles (dos estrellas orbitando mutuamente entre ellas) o múltiples (más de dos estrellas

interactuando gravitatoriamente)

Extrema variedad

Tomando como referencia el Sol, existen estrellas con masas desde 1/10 de su masa (enanas rojas) hasta 100 veces más masivas (Gigantes luminosas)

Con tamaños tan pequeños como una ciudad (estrellas de neutrones) o tan gigantescos como el Sistema Solar (supergigantes rojas)

Temperaturas en su superficie de 3.000 K para las estrellas más frías hasta 40.000 K las más calientes. La temperatura en superficie del Sol es 5.800 K.

2. Distancia

Distancia

Fundamental para estudiar algunos parámetros físicos de las estrellas

Unidades de distancia para estrellas

1 año luz (al) = 9,5 x 1012 km

Unidades de distancia para estrellas

1 parsec (pc) = 3,26 al

Unidades derivadas utilizadas frecuentemente : kpc, Mpc, Gpc

Rangos de distancias

La más próxima es Cen: 4,3 al = 1,3 pc

Las más retiradas visibles ASV están a algunos miles de al

Varía de 0,01 estrellas / al3 en las proximidades del Sol, hasta 30 estrellas / al3 en cúmulos globulares

Densidad volumétrica

Paralaje

Desplazamiento aparente de un objeto cercano respecto al fondo lejano, cuando se observa desde dos puntos diferentes

Tan = D / d

Donde:= ángulo de paralaje en arco segundos (“)

D = distancia promedio Tierra – SolD = distancia a la estrella

Paralaje heliocéntrica o anual

Tan = tan 1” => para muy pequeños

Tan 1” = 1 / 206.265

=> d = 206.265 D/ (“)

Paralaje heliocéntrica o anual

Dado que 1 pc es igual a 206.265 UA :

d = 1 / (“) pc

La distancia en pc es el inverso de la paralaje en arco segundos (“)

La estrella con el paralaje más grande, por ser la más cercana al Sistema Solar:

Próxima Centauri ( Cen) = 0,76”.

Paralaje de Próxima Centauri

Paralaje heliocéntrica o anual

Los astrónomos han calculado paralajes para aproximadamente 400 estrellas

con una precisión del 99% y para 7.000 con una precisión del 95%.

Estrellas hasta 200 pc de distancia del Sol se consideran paralajes aceptables

HIPPARCOS

Primer satélite destinado a la

medición de distancias a estrellas por el

método de la paralaje

Paralajes sin precedentes: entre 1 y 2 milisegundos de

arco, lo que equivale a distancias entre 500

y 1000 pc del Sol

HIgh Precision PARallax COllecting Satellite (1989 – 1993)

3. Masa

MasaEs una propiedad intrínseca de la materia

Cuántos p+, no y e- tiene el objeto

De la masa de una estrella depende su temperatura, color durante la mayor parte de su vida, luminosidad, tiempo de vida y destino final.

Es el parámetro más importante de las estrellas

Rango de masa para las estrellas

0,1 MSol < Masa estrellas < 100 Msol (Revaluándose)

Muy pocas estrellas con masas mayores a 10 MSol

Masa del Sol

MSol = 2 x 1030 kg = 330.000 Mtierra

Es una estrella con masa intermedia respecto a las demás estrellas en el Universo

Cómo se calcula la masa de una estrella

M = 4 2 a3 / (P2 G)

Para estrellas binarias se cumple que:

M = Masa del cuerpo celeste (kg)

a = Distancia al Sol (M)

P = Período (s)

G = Constante gravitacional (6,67 x 10-11 m3 s-2 kg-1)

= Constante (3,1416)

Sirio B fue predicha en 1844 por Bessel y

observada en 1862 por Clark

Cálculo de masas por luminosidad

Hay una dependencia entre la luminosidad y la masa de las estrellas. Una estrella 10 veces más masiva es 10.000 veces más

luminosa.

4. Radio

Radio

Betelgeuse exhibe un tamaño angular discreto pero apreciable.

Rangos de radios

10-2 a 103 radios solares

La relación entre masa y tamaño depende de la fase

por la que transita la estrella

Las más grandes: supergigantes

Son estrellas miles de veces más grandes que

el Sol

Comparación de estrellas con planetas

Las más pequeñas

Estrellas de neutrones

Tamaño de una gran ciudad

Descubiertas en 1967

Enanas blancas

Tamaño de la Tierra

Descubiertas en 1783

Enanas marrón

Tamaño de Júpiter

Descubiertas en 1995

Escalas de tamaños de algunas estrellas conocidas

Escalas de tamaños de algunas estrellas conocidas

Escalas de tamaños de algunas estrellas conocidas

5. Temperatura efectiva

Temperatura efectiva

De la temperatura efectiva de la estrella depende su color aparente

Se denomina temperatura efectiva a la temperatura en la superficie de una estrella

Rangos de temperatura efectiva

Desde las enanas rojas con 3.000 K , hasta las gigantes azules con 40.000 K

Rangos de temperatura efectiva

La clasificación espectral es un esquema mediante el cual las estrellas se clasifican de acuerdo a su temperatura

superficial

El estudio de los espectros de las estrellas permite agruparlas de acuerdo a ciertas características

Clases espectrales

Clases espectrales, de la más caliente a la más fría:O B A F G K M

Clases y subclases espectrales

Clasificacion espectral de Harvard Clase Color Temperatura

O Azul 20,000-35,000

B Blanco - Azul 15,000

A Blanco 9,000

F Amarillo - Blanco 7,000

G Amarillo 5,500

K Naranja - Amarillo 4,000

M,C,S Rojo 3,000

Las clases espectrales por si mismo dicen casi todo de una estrella

Cada clase espectral se divide en 10 subclases, del 0

al 9 que corresponde a temperaturas decrecientes.

Las O0 son las más calientes, seguidas por la

O1, O2, etc. Las O9 son un poco más calientes que las

B1

6. Color

El color dominante de una estrella está directamente relacionada con su temperatura efectiva.

Para cada temperatura el espectro se concentra en cierta longitud de onda.

Pero al emitir en todas las frecuencias, el color de una estrella es realmente una mezcla de colores.

Color

Colores de las estrellas

Estrellas de secuencia principal

Azules, blancas, amarillas, naranjas y rojas

Ley de Wien

Permite calcular la longitud de onda del pico de radiación que emitirá un cuerpo negro, a una

temperatura T

0,0028976 m Kmax= -----------------------

T

Ley empírica, deducida por Wilhelm Wien

Provee un método para determinar la temperatura superficial a partir

de la longitud de onda predominante

7. Luminosidad

Luminosidad

Cantidad de energía que emite una estrella por unidad de tiempo.

Se mide en watios o julios/seg.

Rango de luminosidades

10-4 a 106 luminosidades solares

L Mn

Donde n vale aproximadamente entre 2,5 hasta 4,0 para

estrellas masivas

Luminosidad vs masa

Es proporcional a la masa, para estrellas de secuencia principal

Ley de Stefan Boltzmann

E = T4

Donde:E = Energía / segundo / área

= Const. Stefan BoltzmannT = Temperatura absoluta(Unidad de medida: W/m2)

= 5,6705 x 10-8 W/m2/K4

Permite calcular la energía emitida por un objeto por unidad de área y por unidad de tiempo en función de su temperatura

Es el poder emitido por unidad de área y de tiempo, por el área

superficial (4pr2) :

L = 4 r2 E

L = 4 r2 T4

La luminosidad se incrementa con el tamaño y temperatura de

la estrella.

Luminosidad

El diagrama indica que existe una correlación directa entre

luminosidad y temperatura

8. Brillo

Término utilizado para indicar la energía que se recibe de una estrella a cierta distancia de ella

Brillo

Los brillos se miden en una escala llamada magnitudes

Se trata de una escala inversa: a más brillo, menor magnitud

Esta escala fue inventada por Hipparco de Nicea en el siglo

III a C.

Escala de magnitudes aparentes

La estrella más brillante de toda la esfera celeste es Sirio con -1,5 magnitudes

Las estrellas más débiles observadas A Simple Vista (ASV) tienen magnitud 6

Conceptos

Luminosidad: Energía emitida por unidad de tiempo por una estrella entodas las longitudes de onda.

Brillo. Radiación recibida por un detector a cierta distancia de la fuenteemisora. El brillo depende de la luminosidad de la estrella y distancia a ella.

Magnitud aparente: Es el brillo aparente de la estrella tal como lo percibeel ojo. Las más brillantes son de magnitud más pequeña.

Magnitud absoluta: Magnitud aparente a una distancia de 10 pc de la fuenteluminosa.

La magnitud de una estrella depende del instrumento utilizado para estimar su brillo. Cada instrumento tiene una sensibilidad

diferente a diferentes longitudes de onda

Brillos

Sol: - 27

Luna: - 12

Venus: - 4

Sirio: - 1,46

Cen : - 0,29

Otros brillos

Cada incremento en magnitud significa un decremento en brillo en un factor de 1001/5 aproximadamente = 2.5

Esto significa que un incremento de 5 magnitudes corresponde a una disminución en el brillo de 100.

Brillo Vs magnitudes

Las magnitudes pueden ser usadas para comparar el brillo aparente de 2 estrellas. Para dos estrellas de magnitudes m1 y m2

Y brillos aparentes b1 y b2respectivamente, tenemos que

b1 / b2 = 2.5 (m2-m

1)

Una estrella muy luminosa intrínsecamente puede aparecer menos brillante que otra estrella menos luminosa, si se encuentra más retirada que la débil

b proporcional L/d2

Donde b es el brillo aparente, L es la luminosidad y d es la distancia a la estrella

Magnitud absoluta

De la ley del cuadrado inverso tenemos que:

Cálculo de distancias

Se define la magnitud absoluta como la magnitud aparente de una estrella a la distancia de 10 pc. De nuevo, un incremento de una magnitud corresponde a un

decremento en el brillo de 2,5

La relación entre la magnitud aparente, m, y la magnitud absoluta, M, y la distancia d en pc está dada por:

M = m + 5 – 5 log dM = m + 5 + 5 log

La ecuación puede ser utilizada para encontrar la distancia en pc a partir de las magnitudes absolutas y aparentes.

d = 10 (m - M + 5)/5

L1 / L2 = 2.5 (M2-M

1)

Brillo Vs magnitud absoluta

De donde se puede concluir que:

LE = LS 10((4,72 - ME

)/2.5)

9. Movimiento propio

El movimiento propio de las estrellas se refiere a su lento desplazamiento con respecto a otras más retiradas que ellas.

Es un movimiento relativo al Sol

Movimiento propio

Depende de la distancia a la estrella y de su posición en la galaxia con respecto al Sol (por rotación diferencial galáctica).

Tal y como se percibe, es la proyección en dos dimensiones de un movimiento que realmente se hace en el espacio en 3 dimensiones.

Movimiento propio

Es la estrella con el mayor movimiento propio, descubierta en 1916:

10,25” / año = 1 grado / 350 años

Está a 6 al, enana roja, probablemente con planetas a su alrededor

Estrella de Barnard

Dos componentes:

Velocidad radial

Velocidad tangencial

Velocidades radial y tangencial

Se mide con efecto Doppler, con el desplazamiento de las líneas de emisión o absorción del espectro

Velocidad radial (VR)

Se obtiene multiplicando el movimiento propio de la estrella por la distancia

Velocidad tangencial (VT)

La velocidad total de una estrella respecto al Sol es:

V = (VR2 + VT

2)1/2

Velocidad total

Las constelaciones se van distorsionando, con cambios

apreciables en el orden de los cientos de miles de años.

Cambios en la configuración de la bóveda celeste

Cambio en la configuración de la Osa Mayor, con diferencia de 100.000 años

entre cada configuración