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

Cuatro Sesiones de Cuatro Sesiones de AstronomíaAstronomía

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 AU

1 parsec

1”

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 60 300

F 0 6 900 1.5 6 1 500

G 0 5 800 1 1 6 000

K 0 4 800 0.8 0.4 12 000

Los tipos Los tipos de estrellasde 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.

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

1

0.2

50

0.01SolGigante roja

300

0.01Supergigante

Núcleo de hidrógeno

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 , M1.44M, 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 Sirio A versus versus Sirio BSirio 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....

1000

H HeC

Ne O Si Fe

0.01

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 neutronesEstrellas 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

Enana blanca Estrella de neutrones

1939: Oppenheimer y Volkoff calculan la estructura de una estrella de neutrones degenerados: serían tan pequeñas que no habría forma de encontrarlas.

VelaB0329 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, ....