Por : Giovanni Pinzón EstradaOBSERVATORIO ASTRONÓMICO - FACULTAD DE CIENCIAS

CIUDAD UNIVERSITARIA - SEPTIEMBRE 15 DE 2009CIUDAD 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), 5-30 micrones (Medio), 30-300 micrones (Lejano).

El espejo primario de 85 cm de diámetro está diseñado para operar a temperaturas de 5.5 KHecho en Berilio. La masa total del telescopio de Spitzer es de menos de 50 kg

Mid courSpace eXperiment 1996, Militar.

StratosphericObservatoryForIRAstronomy

NASA SPaceInfraredTelescope ZER 2003, Probar las teorias actuales sobre la formacion de las estrellas

InfraRedAstronomicalSatellite 1983, 10 meses

250000. 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 2011-12 (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

NaHCaMgNe

Clasificación de los Espectros

Emision

Continuo

Absorcion

El Diagrama Hertzsprung-Russell

Ejemplo

como llegan las estrellas a la SP?

Las Estrellas Nacen en NUBES

B Pic (1984)B Pic (1984)

B Pic (2006)B Pic (2006)

AU Mic (2007)AU Mic (2007)

6555 6560 6565 6570 6575

TWA 3A

Estrellas Jovenes y formación de planetasEstrellas Jovenes y formación de planetas

Un Modelo de una Estrella JovenObjetos 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)

Esta fuente se mantuvo desconocida hasta mediados del s. XX cuando Hans Hans BetheBethe describio la cadena PP

4H → He4

En estrellas de masas mayores al Sol ocurre es el Ciclo CNO

HELIO

HIDROGENO

HELIO

HIDROGENO

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.

Optico Rayos-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 comoel Sol

Estrellas mas pesadas que el Sol