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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
