Fund Atronomia IV Parte - Kumbaya.name
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“FUNDAMENTOS<br />
de ASTRONOMÍA”<br />
Profesora:<br />
Lic Ivannia Calvo<br />
Centro de Investigaciones Espaciales (CINESPA)<br />
Universidad de Costa Rica<br />
Tel: (506)2202-6302<br />
Fax: (506)2207-5619<br />
e-mail: ivannia.calvo@yahoo.com
• Estrellas<br />
• Evolución estelar<br />
Contenidos <strong>IV</strong> <strong>Parte</strong>
Estrellas<br />
• Las estrellas son los objetos más difundidos en el Universo.<br />
Más del 98% de la masa de la sustancia cósmica está<br />
concentrada en estos globos de gas. La parte restante se<br />
encuentra dispersa en el espacio interestelar.<br />
• Las estrellas son grandes cuerpos celestes compuestos de<br />
gases calientes que emiten radiación electromagnética, en<br />
especial luz, como resultado de las reacciones nucleares que<br />
tienen lugar en su interior. Están compuestas principalmente<br />
de hidrógeno y helio, con una cantidad variable de elementos<br />
más pesados.<br />
• La formación de muchos elementos químicos está ligada a la<br />
evolución de las estrellas. Por esto las estrellas representan<br />
interés no sólo como objetos cósmicos, en tanto elemento<br />
importante de la estructura del Universo, sino también como<br />
cuerpos cuya evolución es un eslabón interesante en la<br />
evolución de la materia.
Las propiedades fundamentales (o<br />
característica física) de las estrellas se<br />
determinan por su:<br />
Masa (M), Radio (R) y la Luminosidad (L).<br />
Las estrellas se clasifican por su:<br />
Dinámica<br />
Característica Física<br />
Clases Espectral<br />
Estrellas<br />
Clases de Luminosidad
CLASIFICACION:<br />
- Sistemas unitarios<br />
1- DINAMICA - Sistemas dobles: * ópticas<br />
* físicas (visuales, eclipsantes,<br />
espectrales, estrechas)<br />
- Sistemas triples<br />
2- FISICAS: - Normales<br />
- Variables: Pulsátiles periodos<br />
Explosivas jóvenes y viejas<br />
3- ESPECTRALES - Espectro asociado a temperatura<br />
Escala: O, B, A, F, G, K, M; S, RN<br />
4- LUMINOSIDAD: Espectros tienen distinta luminosidad<br />
Escala MK / Diagrama H-R
Clasificación Dinámica<br />
Estrellas Unitarias<br />
Sistemas Dobles<br />
Sitemas Triples etc.
Clasificación Física<br />
Estrellas Normales: se denominan las estrellas<br />
estacionarios, es decir, las estrellas que no<br />
poseen las variaciones de sus propiedades (M, R<br />
y L).<br />
Estrellas Variables: se denominan las estrellas<br />
no estacionarios, es decir, las estrellas que<br />
poseen las variaciones de sus propiedades (M, R<br />
y L) en la forma de:<br />
Pulsaciones: Variables Pulsátiles<br />
Explosiones: Variables Explotivas
Clasificación Espectral<br />
Clasificación espectral de las estrellas se basa en la<br />
diferencia de las estrellas por su color o por sus<br />
espectros: la diferencia de cantidad e intensidad de las<br />
rayas espectrales observadas en los espectros estelares.<br />
El estudio de los espectros estelares lo inició en 1885 el<br />
astrónomo Edward Pickering en el Observatorio del<br />
Harvard College.<br />
Para esta clasificacion existen las clases espectrales:<br />
(O, B, A, F, G, K y M) y las subclases (0,1,2,3,...,9)<br />
(excepto la clase O que empieza desde 4).
Ohh!! be a fine girl kiss me righ now, smack ! !<br />
• O hh<br />
• B e<br />
• A<br />
• F ine<br />
• G irl Ohh!! be a fine girl kiss me righ now,<br />
smack<br />
• K iss<br />
• M e<br />
• R ight N ow<br />
• S mack
St<br />
ar<br />
Ty<br />
pe<br />
Colo<br />
r<br />
O Blue<br />
B<br />
A<br />
Blue-<br />
Whit<br />
e<br />
Whit<br />
e<br />
F Yello<br />
w-<br />
Whit<br />
e<br />
G<br />
K<br />
M<br />
(C,<br />
S)<br />
Yello<br />
w<br />
Oran<br />
ge<br />
Approximate<br />
Surface<br />
Temperature<br />
30 000-35 000<br />
K<br />
10 000 – 30<br />
000 K<br />
7 500 – 10 000<br />
K<br />
Average<br />
Mass(The<br />
Sun = 1)<br />
Average<br />
Radius (The<br />
Sun = 1)<br />
Average<br />
Luminosity<br />
(The Sun = 1)<br />
Main Characteristics<br />
60- 15 1,400,000 Singly ionized helium lines (H I) either<br />
in emission or absorption. Strong UV<br />
continuum.<br />
18 7 20,000<br />
3.2 2.5 80<br />
6 000 – 7 500 K 1.7 1.3 6<br />
5 000 – 6 000 K 1.1 1.1 1.2<br />
3 500 – 5 000 K 0.8 0.9 0.4<br />
Red 2 000-3 500 K 0.3 0.4<br />
0.04<br />
(very faint)<br />
Neutral helium lines (H II) in<br />
absorption is maximum.<br />
Hydrogen (H) lines strongest for A0<br />
stars, decreasing for others.<br />
Ca II absorption. Metallic lines become<br />
noticeable.<br />
Absorption lines of neutral metallic<br />
atoms and ions (e.g. once-ionized<br />
calcium) is intence.<br />
Metallic lines, some blue continuum,<br />
some molecular bands appear.<br />
Some molecular bands of titanium<br />
oxide<br />
(C - Some molecular bands of<br />
absorption of C2 and CO,CN and not of<br />
titanium)<br />
(S – bands of absorption of ZrO)<br />
Examp<br />
les<br />
10<br />
Lacertr<br />
a<br />
Rigel<br />
Spica<br />
Sirius,<br />
Vega<br />
Canopu<br />
s,<br />
Procyo<br />
n<br />
Sun,<br />
Capella<br />
Arcturu<br />
s,<br />
Aldebar<br />
an<br />
Betelge<br />
use,<br />
Antares
Clasificación por Luminosidad<br />
Las estrellas de una misma clase espectral<br />
pueden tener distintas luminosidades.<br />
En 1943 los astrofísicos Morgan y Keenán<br />
clasificaron las estrellas por las clases de<br />
luminosidad.<br />
Esta clasificación se denomina MK y esta<br />
representada por numeros romanos:<br />
I, II, III, <strong>IV</strong>, V, VI, VII.
Clase<br />
Ia<br />
Ib<br />
Iab<br />
II<br />
III<br />
<strong>IV</strong><br />
V<br />
VI<br />
VII<br />
Características<br />
Generales<br />
SG-Supergigantes<br />
(extremadamente<br />
luminosas)<br />
SG-Supergigantes<br />
(muy luminosas)<br />
SG-Supergigantes<br />
(luminosas)<br />
GB-Gigantes<br />
Brillantes<br />
(menos luminosas)<br />
G-Gigantes<br />
(rojos)<br />
SbG-Sub-Gigantes<br />
(menor luminosidad)<br />
SP-Secuencia<br />
Principal (normales)<br />
SbE-SubEnanas<br />
Brillantes<br />
EB-Enanas Blancas<br />
(muy poca<br />
luminosidad)<br />
Ejemplos:<br />
ρ Cas<br />
RW Cep<br />
α Ori<br />
β Ori<br />
α Car<br />
α Sco<br />
θ Lyr<br />
α UMi<br />
α Tau<br />
β Car<br />
α CMi A<br />
η Boö<br />
α Cen A<br />
Sol<br />
Prox Cen<br />
α CMa B<br />
α CMi B
Clasificación por Luminosidad<br />
La clase V : Secuencia Principal (SP):<br />
• Son estrellas Normales (estrellas de hidrógeno).<br />
• En todas las estrellas de SP tiene lugar la transformación del hidrógeno<br />
en helio.<br />
• Las estrellas de la parte superior de la SP (arriba del Sol) son calientes, con la<br />
masa mayor que la solar, por lo que la temperatura y presión son superiores y<br />
el la liberación de energía termonuclear sucede a ritmo acelerado mediante el<br />
ciclo del carbono (CNO). Como resultado, la luminosidad de ellas es también<br />
mayor y por eso, las estrellas calientes que se encuentran en la SP, deben ser<br />
jóvenes En las estrellas de la parte superior de la SP por la causa del ciclo CNO<br />
20<br />
la potencia de liberación de la energía es proporcional ~ T , mientras que el<br />
4<br />
flujo de radiación crece proporcionalmente de ~ T<br />
, por eso la radiación es<br />
incapaz de sacar de las entrañas de la estrella la energía que surge y se forman<br />
las zonas convectivas centrales. Además, como resultado de esta reacción se<br />
libera una energía mucho mayor que durante la reacción de Protón-Protón<br />
(PP), lo que ocurre en las estrellas de la parte inferior (Sol y abajo del Sol) de la<br />
SP. Además, durante el ciclo de PP la potencia de liberación de la energía<br />
depende de la temperatura casi igual que el flujo de radiación, por eso, en el<br />
centro de las estrellas de la parte inferior de la SP no surge la convección, el<br />
núcleo resulta ser radiante y debido a la fuerte opacidad de sus capas exteriores<br />
más frías se forman zonas convectivas exteriores extendidas.
Clasificación por Luminosidad<br />
Las clases I, II, III, <strong>IV</strong>: Gigantes (G):<br />
Tienen una estructura extremadamente heterogénea (estrellas de helio).<br />
A esta deducción es fácil llegar si se examina como debe variar con el<br />
tiempo la estructura de las estrellas de la SP. A medida que en las capas<br />
centrales de la estrella SP se consume el hidrogeno, la region de liberación<br />
de energía se desplaza gradualmente a las capas periféricas.<br />
Como resultado se forma una fina capa de liberación de la energía, donde<br />
solamente puede tener lugar la reacción de hidrogeno.<br />
Esta capa divide la estrella en dos partes: la interior, el núcleo "de helio"<br />
casi privado de hidrogeno en el que por no existir hidrogeno no hay<br />
reacciones nucleares y la exterior, en la que a pesar de haber hidrogeno la<br />
temperatura y la presión son insuficientes para que se desarrolle la<br />
reacción.<br />
Al principio la presión en la capa de liberación de la energía es mayor que<br />
en el núcleo, que comienza a comprimirse y, desprendiendo energía<br />
gravitacional, se recalienta. Esta compresión tiene lugar hasta que el gas<br />
no se convierta en degenerado (en este tipo de gas la presión no depende<br />
de la temperatura).
Clasificación por Luminosidad<br />
Entonces la enorme presión, necesaria para la prevención de la<br />
compresión ulterior, se asegurara por el inmenso aumento de la<br />
densidad.<br />
En la estrella con masa 1.3 Ro, como demuestra el calculo, surge un<br />
núcleo que en lo fundamental consta de helio, en el que se<br />
transformo todo el hidrogeno que había en el núcleo. La<br />
temperatura del núcleo de helio es insuficiente para que comience<br />
la siguiente reacción nuclear posible de transformación de helio en<br />
carbono.<br />
Por ello el núcleo de helio resulta estar privado de fuentes<br />
nucleares de energía y es isotérmico. Este núcleo contiene una<br />
cuarta parte de la masa total de la estrella, teniendo en esto<br />
dimensiones que solo son 1/1000 parte de su radio.<br />
La densidad en el centro de semejante núcleo alcanza 350 kg/! Este<br />
se encuentra rodeado de una envoltura de casi igual extensión,<br />
donde sucede la liberación de la energía. Después sigue una zona<br />
radiante con espesor de 0.1 del radio. Aproximadamente el 70%<br />
(por la masa) de las capas exteriores de la estrella, que componen<br />
0.9 de su radio, forman una fuerte zona convectiva de la gigante<br />
roja.
Clasificación por Luminosidad<br />
La clase V: Subenanas Brillantes (SbE):<br />
• Estas forman una secuencia que pasa por debajo de la SP,<br />
aproximadamente, en una magnitud estelar, comenzando desde la clase<br />
A0 hacia la derecha.<br />
• Se distinguen por el poco contenido de elementos pesados, son un buen<br />
ejemplo de la dependencia de considerable entre la estructura de la<br />
estrella y su composición química. La opacidad de la sustancia estelar<br />
resulta ser proporcional al contenido de elementos pesados, pues en el<br />
plasma muy ionizado todos los elementos ligeros están privados<br />
totalmente de sus electrones y sus átomos no pueden absorber cuantos.<br />
Es esencia la absorción la efectúan los átomos ionizados de elementos<br />
pesados, que todavía guardan una parte de sus electrones. Las<br />
subenanas son estrellas viejas que surgieron en las fases tempranas de la<br />
evolución de la Galaxia de la sustancia que todavía no paso por las<br />
entrañas de las estrellas y que, por lo tanto, es pobre en elementos<br />
pesados. Por esto, la sustancia de las subenanas se distingue por su<br />
transparencia en comparación con las estrellas de la secuencia principal,<br />
lo que facilita la transferencia radiante de la energía de las entrañas que<br />
no exige el surgimiento de zonas convectivas.
Clasificación por Luminosidad<br />
La clase VII: Enanas Blancas (EB):<br />
• Estas ocupan la parte inferior del diagrama HR. Estas estrellas tienen muy poca<br />
luminosidad.<br />
• La estrella gigante roja puede formar en sus entrañas, un cuerpo isotérmico con<br />
masa del orden de la del Sol o menor, compuesto de gas degenerado,<br />
fundamentalmente de helio. En el diagrama Hertzsprung-Rusell este objeto debe<br />
situarse en el ángulo inferior izquierdo, ya que cuando la temperatura es<br />
considerable, el objeto, debido a sus pequeñas dimensiones (Ro), debe tener poca<br />
luminosidad.<br />
• Enanas blancas resultan ser estrellas decadentes superdensas que al parecer,<br />
consumieron las fuentes de hidrogeno de energía termonuclear. La densidad en el<br />
centro de las enanas puede alcanzar centenares de toneladas en un centímetro<br />
cubico. Enfriándose paulati<strong>name</strong>nte, éstas irradian una reserva enorme de energía<br />
térmica del gas degenerado. Con el aumento de la masa de la enana blanca la<br />
presión del gas en sus entrañas debe oponerse a una fuerza de gravitación todavía<br />
mayor, que crece más rápidamente que la presión del gas degenerado. Por esto, las<br />
enanas blancas mas macizas están mas comprimidas y para ellas tiene lugar una<br />
dependencia precisa entre el radio y la masa de la estrella.<br />
• En ciertas enanas blancas, denominadas polaris, se observan fuertes campos<br />
magnéticos (de hasta 108 Oe). Su radiación resulta estar polarizada incluso hasta el<br />
30%. La causa de una polarización tan fuerte consiste en que la frecuencia con la<br />
que las partículas cargadas revolucionan alrededor de las lineas de fuerza del campo<br />
magnético, resulta ser del orden de la frecuencia de los rayos luminosos visibles<br />
(~Hz). Los electrones, orientados por el campo magnético, irradian luz polarizada.
Diagrama Hertzsprung- Russel<br />
A principios del siglo XX el<br />
astrónomo danes Hertzsprung y el<br />
astrofísico americano Russel<br />
establecieron la existencia de una<br />
dependencia entre el tipo de espectro<br />
(es decir, entre la T) y la luminosidad<br />
(es decir la M) de las estrellas, que se<br />
ilustra con un gráfico.<br />
Este gráfico se denomina diagrama<br />
espectro-luminosidad o diagrama de<br />
Hertzsprung- Russel (HR).<br />
La posición de cada estrella de uno u<br />
otro punto del diagrama se determina<br />
por su naturaleza física y fase de<br />
evolución. Por esto, en el diagrama de<br />
HR parece como si estuviese<br />
reproducida toda la historia del<br />
sistema de estrellas que se estudia.<br />
Ejnar Hertzsprung (1873 -1967)
Diagrama Hertzsprung- Russel
* Poseen misma clase<br />
2- Clasificación por Luminosidad<br />
espectral pero pueden tener<br />
distintas luminosidades.<br />
* Morgan y Keenan (1943):<br />
las estrellas por las clases<br />
de luminosidad.<br />
* Esta clasificación se<br />
denomina “MK”,<br />
representada por<br />
números romanos:<br />
I, II, III, <strong>IV</strong>, V, VI, VII.
Agujeros Negros y Enanas negras
Diagrama Hertzsprung- Russel
Diagrama Hertzsprung- Russel<br />
En la parte superior del diagrama se encuentran las<br />
gigantes, las estrellas con mayor luminosidad (SG,<br />
GB. SbG y G)<br />
La mayoría de estrellas (~80%) se ubican en SP<br />
(estrellas normales), extendiéndose desde el extremo<br />
superior izquierdo (más calientes) hasta el inferior<br />
derecho (más frías) .<br />
Por debajo de la SP (en ~1 magnitud estelar) se<br />
encuentran subenanas brillantes (SbE).<br />
En la parte inferior del diagrama extienden a lo<br />
largo de la base minúsculas enanas de poca<br />
luminosidad (EB).
Diagrama Hertzsprung- Russel<br />
Este diagrama permite distinguir diversos grupos de<br />
estrellas, por propiedades físicas distintas o comunes<br />
y establecer la dependencia entre ciertas<br />
características físicas de éstos, composición química<br />
y evolución estelar.<br />
La clasificación catalogada de las estrellas depende<br />
de dos parámetros: clase espectral y clase de<br />
luminosidad.<br />
Por ejemplo: Sol es una estrella normal, clasificada<br />
como G2V, que significa que el Sol permanece a<br />
subclase 2 de clase espectral G y al clase V (SP) de<br />
luminosidad.
Edad de una estrella
Clasificación Física<br />
Estrellas Normales: se denominan las estrellas<br />
estacionarios, es decir, las estrellas que no<br />
poseen las variaciones de sus propiedades (M, R<br />
y L).<br />
Estrellas Variables: se denominan las estrellas<br />
no estacionarios, es decir, las estrellas que<br />
poseen las variaciones de sus propiedades (M, R<br />
y L) en la forma de:<br />
Pulsaciones: Variables Pulsátiles<br />
Explosiones: Variables Explotivas
Las primeras variables que se han<br />
observado datan del siglo XVIII, cuando<br />
se descubrieron Mira, “la maravillosa”, o<br />
Cetus, Algol, en Perseo, Lyræ, y Cephei.<br />
En la actualidad, existen alrededor de<br />
40,000 estrellas variables catalogadas.
Variables Pulsátiles<br />
Pertenecen a las gigantes, que significa que pulsaciones son<br />
un fenomeno que caracteriza ciertas etapas de inestabilidad<br />
de la evolución estelar.<br />
Las variaciones se deben a la expansión y contracción de las<br />
capas exteriores de las estrellas causadas por un proceso de<br />
ionización de su atmósfera.<br />
Generalmente, el equilibrio de la estrella queda determinado<br />
por el balance de las fuerzas de gravitación y de la presión<br />
interna del gas. Sí, por razón alguna , el equilibrio se<br />
perturba y la estrella se comprime o se dilata, su sustancia<br />
puede adquirir un movimiento oscilatorio para regresar al<br />
estado de equilibrio tiene lugar dependencia:<br />
3<br />
R<br />
GM<br />
P = 2π<br />
5,2<br />
. Ademas: = R ,<br />
L bol<br />
L bol= R 3,9<br />
y existe una dependencia entre P y L: tanto menor es m (mas<br />
brillante) tanto mayor es P.
Pulasátiles<br />
Para estudiar el comportamiento de las<br />
variables, se recurre a un diagrama<br />
donde se grafica la magnitud estelar<br />
como función del tiempo, llamado curva<br />
de luz de la estrella.<br />
A partir de este diagrama es posible<br />
establecer si la estrella varía, la forma de<br />
las variaciones, la amplitud de la<br />
variación de magnitud y el período de la<br />
variación si fuera el caso.
Curva de luz<br />
(típica de una cefeida - estrella pulsátil)
Pulasátiles<br />
Variables Pulsátiles Regulares- (Cefeidas)<br />
L(o m) varia 2-3 veces.<br />
T varia - T ≈ 1500 K<br />
d<br />
d<br />
El P ≈ 1 ÷ decenas , y es regular para<br />
cada cefeida.<br />
V r<br />
-hacia rojo en el mínimo, hacia azul<br />
en el máximo de brillo<br />
R- cambia<br />
Son estrellas gigantes o supergigantes<br />
(bastante luminosas) y son visibles a<br />
largas distancias.
Variables Pulsátiles Regulares con Largo Período –<br />
(Mira)<br />
Estrellas gigantes rojas de las clases espectrales M,C<br />
y S.<br />
m<br />
L (o m) varia por m ≈ 10<br />
d d<br />
El P ≈ 70 ÷ 1300<br />
V r<br />
-hacia rojo en el mínimo, hacia azul en el<br />
máximo de brillo<br />
Mira: P=1 año.<br />
Pulasátiles
Mira (binaria)
Pulasátiles<br />
Variables Pulsátiles Regulares con Corto<br />
Período – (RR Lyrae, Tipo β<br />
de Can Mayor)<br />
Estrellas gigantes blancas de clase espectral A y<br />
son más viejas y menos masivas que las<br />
Cefeidas.<br />
m m<br />
m (o L) varia m ≈ 0,<br />
3 - 2<br />
d d<br />
El P ≈ 01 2 ÷ 11<br />
2<br />
V r -hacia rojo en el mínimo, hacia azul en el<br />
máximo de brillo<br />
Tipo B de Can Mayor: m varía por 0.2<br />
magnitud con período P=3 h.<br />
RR Lyrae: m varía por 1 magnitud, con<br />
período P=13 h. 40 min. Su L~100Lsol
Variables Pulsátiles Semiegulares – (Tipo<br />
de Cefeo)<br />
Gigantes rojas que poseen la variación<br />
de L (o m) irregular, con períodos<br />
también iregulares.<br />
Tipo µ<br />
de Cefeo: el<br />
P ≈<br />
decenas<br />
d<br />
÷<br />
Pulasátiles<br />
centenas<br />
d<br />
µ
Variables Pulsátiles Iregulares – (Tipo RV de<br />
Tauro)<br />
Supergigantes amarillas de clase espectral<br />
dede G hasta K.<br />
Variaciones de m(o L) es muy iregular con<br />
períodos también muy iregulares.<br />
Tipo RV de Tauro: m (o L) varía<br />
d d<br />
y el P ≈<br />
30 ÷ 150 .<br />
m ≈<br />
m<br />
01 2 ÷ 31<br />
Pulasátiles<br />
m<br />
5
Variables Eruptivas<br />
Pertenecen a las enanas y son 10 veces menor<br />
cantidad que gigantes pulsátiles, todas<br />
eruptivas manifiestan su variabilidad en forma<br />
de erupciones y pueden ser en fases tempranas<br />
y ultimas de la evolución estelar.<br />
Variables Eruptivas Jóvenes:<br />
T-Tauro, Tipo RW de cochero, UV de Ballena, Tipo Be,<br />
Tipo Wolf-Rayet (WR).<br />
Variables Eruptivas Viejas:<br />
Novas, Supoernovas, Estrellas Neutrónicas (Pulsares).
Variables Eruptivas Jóvenes<br />
Tipo T de Tauro (T Tau)<br />
(Tipo RW de cochero (RW Aur) se parecen mucho a T Tau)<br />
La variación de L es tan irregular y caóticas que no se<br />
puede establecer alguna regularidad.<br />
m varia m~ 3 durante<br />
m h<br />
P ~ 1<br />
• T Tau son mas jóvenes entre las que se pueden considerar<br />
las estrellas (se conocen objetos mas jóvenes: las fuentes de<br />
radiación infrarroja, pero estos todavía no son estrellas,<br />
son nubes de gas y polvo)<br />
• T Tau se encuentran mas frecuentamenteuertemente en<br />
grupos en los limites de las nebulosas. Las nebulosas<br />
brillantes se observan también alrededor de las estrellas T<br />
Tau.
Variables Eruptivas Jóvenes<br />
Las estrellas fulgurosas tipo UV de Ballena- se<br />
encuentran en los mismos lugares donde T Tau; En<br />
menos de un minuto el flujo de radiación puede<br />
aumentar en decenas de veces y después ½-1 hora<br />
regresa al nivel inicial- se parece mucho a la erupción<br />
cromosferica solar. Estrellas tipo UV de Ballena parese<br />
que se encuentran en las fases finales de la compresión<br />
gravitacional<br />
m m<br />
Tipo Be son calientes, m varia m ≈ 0, −0,<br />
2 , con 10-vecez<br />
de masa solar, y con rápida rotación. Estos son objetos<br />
que surgieron no hace mucho.<br />
Tipo Wolf-Rayet (WR) son mas brillantes en nuestra<br />
galaxia, su Tef ≈100000K<br />
, número de WR conocido es ~200,<br />
con m<br />
M ≈ −4<br />
; Son objetos jóvenes (como el tipo Be) y<br />
frecuentemente se observan en sistemas binarios.
Variables Eruptivas Viejas<br />
Estrellas Novas. Se denominan novas a unas estrellas variables<br />
eruptivas de tipo especial, en las que por lo menos una vez se<br />
observó un aumento repentino y brusco de la luminosidad<br />
(fulguración) de no menos de 7-8 magnitudes estelares.<br />
Generalmente, durante la fulguración, la magnitud estelar visible<br />
disminuye en 10-13 magnitudes, lo que corresponde a un aumento<br />
de la luminosidad en decenas y centenas de miles de veces .<br />
Por término medio la magnitud estelar absoluta alcanza en el<br />
máximo. -8.5. Después de la fulguración las estrellas novas son<br />
enanas muy calientes.<br />
En la fase máxima de la fulguración éstas se parecen a<br />
supergigantes de las clases espectrales A-F.<br />
Si la fulguración de una misma estrella nova se observó no menos<br />
de dos veces, entonces ella se denomina recurrente. En las estrellas<br />
novas recurrentes, como regla, el aumento de la luminosidad es<br />
algo menor que las novas típicas.<br />
En la actualidad se conocen en total cerca de 300 estrellas novas de<br />
las cuales unas 150 fulguraron en nuestra Galaxia y más de 100 en<br />
la nebulosa de Andrómeda.
Variables Eruptivas Viejas<br />
En las 7 novas recurrentes conocidas en total se observaron cerca<br />
de 20 fulguraciones.<br />
Muchas novas y novas recurentes (es posible que incluso todas)<br />
son sistemas binarios estrechos. Después de la fulguración las<br />
estrellas novas muestran frecuentemente una varibilidad débil.<br />
Las curvas de brillo de las estrellas novas tienen un aspecto<br />
especial, que permite dividir todos los fenómenos en varias etapas<br />
. La elevación inicial del brillo transcurre muy rápidamente (2-3<br />
días), pero un poco antes del máximo el incremento de la<br />
luminosidad aminora un poco (elevación definitiva). Después del<br />
máximo tiene lugar la disminución de la luminosidad, que dura<br />
años.<br />
La caída del brillo en las primeras tres magnitudes estelares,<br />
generalmente, es suave. A veses se observan máximos secundarios.<br />
A continuación sigue una fase transitoria, que se distingue por una<br />
disminución suave de la luminosidad en tres magnitudes estelares<br />
más, o bien por las oscilaciones de ésta. A veces tiene lugar una<br />
caída brusca de la luminosidad con un retorno lento ulterior hasta<br />
el valor anterior. La caída definitiva del brillo sucede con bastante<br />
suavidad. Como resultado, la estrella adquiere la misma<br />
luminosidad que antes de la fulguración.
EH 10 45 10 46<br />
Variables Eruptivas Viejas<br />
Causas de exploción de Novas. De acuerdo a distintas<br />
hipótesis esta inestabilidad puede surgir en ciertas estrellas<br />
calientes como resultado de los procesos internos, que determinan<br />
la liberación de energía en la estrella, o bien debido a la acción de<br />
algunos factores exteriores.<br />
Una posible causa de la explosión de la nova es el intercambio de<br />
sustancia entre los componentes de los sistemas binarios estrechos<br />
a los que por lo visto, pertenecen todas estas estrellas.<br />
Así, por ejemplo, si la sustancia rica en hidrógeno de la envoltura<br />
de la estrella principal cae en la superficie de su estrella-satélite, de<br />
la enana blanca, entonces puede tener lugar una liberación súbita<br />
de la energía termonuclear. La cantidad total de energía que se<br />
45 46<br />
libera durante la fulguración de una nova excede 10 −10<br />
ergios.<br />
¡El sol irradiaría tanta energía durante miles de años! Sin<br />
embargo , esto es considerablemente menor que las reservas de<br />
toda la energía termonuclear de la estrella. Basándose en esto, se<br />
supone que la explosión de la estrella nueva no va acompañada del<br />
cambio de su estructura general, y que solamente afecta a las<br />
capas superficiales.
Variables Eruptivas Viejas<br />
Evolución de Novas. Una consecuencia del calentamiento del gas, que tiene<br />
lugar como resultado de la exploción, es la erupción de sustancia estelar, que<br />
conduce a la separación de las capas exteriores de la estrella: envolturas con<br />
−4 −5<br />
masa, 10 −<br />
10 M . Esta envoltura se extiende a una velocidad enorme desde<br />
varias centenas de kilómetros por segundo hasta 1500-2000 km/s. La estrella<br />
arroja rápidamente dicha envoltura y, como resultado, forma una nubulosa a<br />
su alrededor. Las nebulosas de gases en expansión han sido descubiertas en<br />
casi todas las estrellas nuevas más cercanas a nosotros.<br />
En las primeras fases de la fulguración, cuando como resultado de la expansión<br />
del radio de la envoltura aumenta en centenas de veces, disminuyen la densidad<br />
10<br />
−4 −<br />
−5<br />
10 y la temperatura de las capas exteriores de la estrella.<br />
Originalmente la estrella caliente de la clase O adquiere el espectro de la clase<br />
A-F. Sin embargo, a pesar del enfriamiento, la luminisidad total de estrella<br />
cxrece rápidamente a causa de la potente luminiscencia de los gases y del<br />
aumento del radio de la envoltura. Por esto, poco antes del máximo , la estrella<br />
nova tiene el espectro de un supergigante. En esta etapa el espectro de la nova<br />
posee todad las particularidades propias de las supergigantes de la clase A o F<br />
(rayas estrechas, en las que se distingue las del hidrógeno).<br />
Sin embargo, una particularidad importante de este espectro , denominado<br />
premáximo, es el fuerte corrimiento de las rayas de absorción hacia el lado<br />
violeta, que corresponde al acercamiento de la sustancia radiante hacia<br />
nosotros a una velocidad de varias decenas o centenas de kilómetros por<br />
segundo. En este tiempo tiene lugar la expansión de la envoltura densa, que<br />
tiene en la nueva fase.
Variables Eruptivas Viejas<br />
• En el máximo varía bruscamente el aspecto del espectro. Aparece el denominado espectro<br />
principal. Sus rayas están desplazadas hacia el lado violeta en una magnitud que corresponde<br />
a una velocidad de expansión de unos 1000 km/s. La causa de esta variación del espectro<br />
está relacionada con el hecho de que la envoltura, durante su envoltura, durante su expansión<br />
se vuelve más fina y, por consiguiente, más transparente. Por esto se hacen visiblessus capas<br />
más profundas , que mueven con mucha más rápidez. Inmediatamente después del máximo,<br />
el espectro de la nova aparecen rayas de emisión muy anchas y brillantes con aspecto de<br />
bandas, que fundamentalmente pertenecen la hidrógeno, hierro y titanio. Cada una de estas<br />
bandas que ocupa todo el intevalo del espectro, desde la raya de absorción del espectro<br />
principal correspondiente desplazada hacia el lado violeta, hasta la posición no corrida de esta<br />
misma raya. Ello significa que la envoltura está ya tan enrarecidaque se ven sus distintas<br />
capas, poseedoras de todo género de velocidades.<br />
• Cuando esta disminución de la luminosidad es de casi aparece el espectro difuso de<br />
chispa, compuesto de rayas de absorción del hidrógeno fuertemente difuminadas y de<br />
metales ionizados, y asimismo de bandas específicas brillantes. El espectro difuso de chispa<br />
se superpone al principal, aumentando gradualmente su intensidad. En lo sucesivo a este se le<br />
agrega el denominado espectro de orión, característico para las estrellas calientes de la clase<br />
B. La apareción del espectro difuso de chispa, y después tamboén de el de orión, testimonian<br />
acerca del hecho de que la sustancia se arroja por la estrella a velocidad creciente,<br />
gradualmenrte de las capaz cada vez máds profundas y más calientes.<br />
• Al comienzo de la fase transitoria el espectro difuso de chipa desaparece, mientras que el de<br />
orión alcanza una intensidad máxima. Después de que este último también desaparece, en el<br />
fondo del espectro continuo de la estrella nueva , cortado por anchas bandas de absorción,<br />
surgen y gradualmente acrecientan las rayas de emisión, que se observan en los espectrodsde<br />
las nubulosads gaseosas enrarecidas (fase nubular). Esta atestigua acerca de la rarificación<br />
aún más fuerte de la sustancia de la envoltur.
Variables Eruptivas Viejas<br />
Supernovas. Se denominan a las estrellas que explotan como las nuevas y que en el<br />
máximo alcanzan una magnitud estelar absoluta -18,--21.<br />
El aumento de las luminosidad es de más de 19 magnitudes,, es decir, de decenas de<br />
millones de veces .L a energía total irradiada por la supernova durante la fulguración es<br />
en miles de veces mayor que la de las novas.<br />
Fotográficamente se han registrado más de 300 explosiones de las supernovas en otras<br />
galaxias , siendo así, que frecuentementesu luminosidad resultó ser comparable con la<br />
luminosidad integral de toda la galaxia en la que sucedió la fulguración.<br />
Por las descripciones de las obsservaciones anteriores se han logrado establecer varios<br />
casos de fulguaraciones de las supernovas en nuestra Galaxia. La más interesante de<br />
estas es la Supernova del año 1054, mencionada en los anales, que fulguró en la<br />
constelación de Tauro y fue obeservada por los astrónomos chinos y japoneses en forma<br />
de una "estrella huésped" aparecida inessperadamente, que parecía ser más brillante<br />
que Venus y se veía incluso de día.<br />
Otra observación de un fenómeno semejante en el año 1572 ha sido descrita mucho más<br />
detallamente por el astrónomo danés Tycho Brahe. Se señaló la apareción de una<br />
estrealla "nova" en la constelación de Casiopea. En el curso de varios días esta estrella<br />
aumentando rápidamente su luminosidad , empezó a parecer más brillante que Venus.<br />
Al poco tiempo su radiación comenzó gradualmente a debilitarse, además su<br />
apagamiento iba acompañado de oscilaciones de la intensidad y de pequñas<br />
fulguraciones. Trascurridos dos años a la estrella dejó de ser visible a simple vista.<br />
En 1604 Kepler observó la explosión de un aestrella supernova en la constelación de<br />
Serpentario.<br />
Aunque este fenómeno se parece a la fulguración de una nueva normal, se distingue de<br />
esta por sus proporciones, por la curva del brillo, que cambia suavemente con lentitud,<br />
y por el espectro. Según el carácter del espectro,cerca de la época del máximo, se<br />
distinguen dos tipos de supernovas: I y II
Variables Eruptivas Viejas<br />
Supernova tipo I: se distingen cerca del máximo por su espectro continuo.<br />
Más tarde aparecen unas bandas muy anchas de emisión (cuya posición nno<br />
coincide con ninguna de las rayas espectrales conocidas). La anchura de estas<br />
bandas corresponde a la expansión de los gases a una velocidad de hasta 6<br />
000km/s. La intensidad, estructura y posición de las bandas varían<br />
frecuentemente con el tiempo. Despues de medio año del máximo aparecen<br />
las bandas, que se logra identificar con el espectro del oxígeno neutro.<br />
Supernova tipo II: la luminosidad en el máximo es menor que la de las<br />
supernovas del tipo I. Sus espectros se distinguen por el aumento de la<br />
luminiscenci ultravioleta. Igual que en los espectros de las novas normales, en<br />
éstas se obsevan rayas de absorción y emisión, que se identifican con el<br />
hidrógeno, nitrógeno ionizado y otros elementos.<br />
Las nebulosas de expansión rápida se lograron localizar en el sitio de las<br />
supernovas del tipo I : nebulosa del Cangrejo en la constelación de Tauro. La<br />
forma de las rayas de emisión muestra la velocidad de expansión ~1000km/s.<br />
Las dimensiones actuales de la nebulosa permite concluir que la expansión<br />
pudo comenzar hace ~900 años, es decir precisamente en la época de la<br />
explosioón de la Supernova del año 1054. Entonces podemos decir, que dicha<br />
nebuñlosa es resultado de la explosión de Supernova.<br />
Además, otras nebulosas débiles y fuentes de radioemisión han sido<br />
descubiertas en los lugares de las explosiones de otras Supernovas de nuestra<br />
Galaxia (Nebulosa del Cangrejo también es poderosa fuerte de<br />
radioemisión).
Supernova
Supernova 1987A
Variables Eruptivas Viejas<br />
• Estrellas neutrónicas: comenzando desde cierto valor de la masa, la<br />
presión del gas degenerado no puede equilibrar la fuerza de gravitación.<br />
Semejante estrella puede comprimirse ilimitadamente (colapsar). El<br />
colapso es inevitable para masas que exceden, aproximadamente, 2-3M .<br />
Este sería ineviatable cuando M>1.4M si no existiese la posibilidad de<br />
transformar la estrella en neutrónica, cuando la presión del<br />
"gas"neutrónico degenerado es capaz de oponerse a las fuerzas de<br />
gravitación. Antes que esto suceda la estrella debe sufrir una explosión<br />
nuclear, que se observa como la explosión de una estrella supernova,<br />
como resultado de la cual se liberará toda la energía nuclear posible y la<br />
sustancia pasará a al forma de neutrones, originándose un objeto<br />
totalmente nuevo: la estrella neutrónica, para la que existe la noción de<br />
superficie, ya que sus capas exteriores (corteza) resultan ser sólidas y<br />
compuestas de núcleos pesados de Fe y He. El espesor de la corteza es del<br />
orden de 1 Km, siendo el radio total de la estrella neutrónica de 10<br />
Km.Debajo de la cortezala presión es tan grande que los núcleos pesados<br />
se "muelen" hasta nucleones,además los electrones se "abollan" en los<br />
protones y se origina el líquido neutrónico. La parte central con diámetro<br />
de casi 1 Km, por lo visto, también se encuentra en estado sólido.
Variables Eruptivas Viejas<br />
• Los pulsares tienen una radioemisión en forma de<br />
impulsos exactos, con gran regularidad de repetición, que<br />
nos permite determinar con gran exactitud los periodos de<br />
pulsación de éstos objetos. Se conocen aproximadamente<br />
400 pulsares, son objetos relativamente cercanos.<br />
• Parece que, despees de la explosión de una supernova las<br />
estrellas se convierten en pulsares. Los pulsares son<br />
estrellas neutronicas con una masa dos veces la masa solar<br />
y y con velocidad de decenas de revoluciones por segundo<br />
lo que implica fuertes campos magnéticos.<br />
• Fuentes de radiación X se conocen 700,<br />
aproximadamente 350 en otras galaxias ( se llaman<br />
también estrellas de Rentgen), sus dimensiones de<br />
aproximadamente 300 km., fulguraciones duran varias<br />
horas y el flujo varia 3 veces.<br />
• Las fuentes de radiación X son objetos<br />
extraordinariamente compactos,| posiblemente del tipo<br />
neutronicas.
Variables Eruptivas Viejas<br />
En agosto de 1967 en Cambridge se registró<br />
una radioemisión con orígen de fuente<br />
puntual en forma de impulsos exactos.<br />
El período de cada impulso es desde<br />
algunos milisegundos hasta algunas<br />
décimas de segundo y es extremadamente<br />
regular.<br />
Recibieron el nombre ”Pulsar”.<br />
Actualmente se conocen ~400 Pulsares.
Variables Eruptivas Viejas<br />
El pulsar más notable, NP 0531 coincide exactamente con una de las “estrellitas” en el<br />
centro de la nebulosa del Cangrejo, que significa que los Pulsares son estrellas en los<br />
que, despues de las explosiones, se convierten las estrellas Supernovas.<br />
La explosión de Supernova está relacionada con la liberación de una enorme cantidad de<br />
energía al pasar la estrella al estado de superdensa. Para las estrellas masivas el estado<br />
más estable resulta ser el de la fusión de los protones y electrones en neutrones y la<br />
formación de una estrella neutrónica.<br />
Entonces se puede afirmar que los Pulsares son estrellas neutrónicas.<br />
Un Pulsar de 2Msol tendra radio de ~10km.<br />
Al comprimirse hasta tales dimensiones la densidad se hace mayor que la nuclear y la<br />
rotación de la estrella (po la ley de conservación del momento de la cantidad de<br />
movimiento) se acelera hasta varias decenas de revoluciones po segundo.<br />
Por eso, el intervalo del tiempo entre los impulsos sucesivos es igual al período de<br />
rotación de la estreela neutrónica.<br />
Entonces, la pulsación es explicada por la existencia de heterogeneidades, de peculiares<br />
manchas calientes en la superficie de estas estrellas.<br />
Enh ciertos pulsares se ha descubierto un aumento lento de los períodos (con<br />
dublicación en 1 000-10 000 000 años), al parecer provocado por la influencia frenadora<br />
del campo magnetico superfuerte, como resultado de lo cual la energía giratoria se<br />
convierte en radiación.<br />
Al mismo tiempo se observaron disminuciones de los períodos, posiblemente como<br />
expresión de la brusca reestructuración de la superficie estelar, que tiene lugar a medida<br />
que se enfría.
Pulsar del centro de la Nebulosa de Cangrejo
Variables Eruptivas Viejas<br />
• Al comprimir un aestrella normal hasta la neutrónica la intensidad del campo magnético<br />
aumneta hasta 1000 000 000 000 Oe (ya el flujo magnético debe conservarse). Este<br />
valor de la intensidad del campo magnético resulta ser mil veces superior a la del<br />
interior de los átomos. Como resultado, en el límite exterior de la corteza sólida de la<br />
estrella neutrónica tiene lugar la reordenación de la estructura atómica de la sistancia:<br />
los átomos se extienden a lo largo de las líneas de fuerza del campo magnetico (lo que<br />
es análogo a la polarización de las moleculas en el campo electrico). De este modo<br />
surgen las cadenas poliméricas de átomos. A temperaturas de l orden de 1 000 000K en<br />
el superficie de la estrella neutrónica se conserva la neutralidad de los átomos (en<br />
condiciones normales a semejantes temperaturas del gas ya estaría ionizado hace mucho<br />
timpo!), y se forma una película polimérica superficial. Por otro lado, en los campos<br />
magnéticos superfuertes las coliciones de ls partículas conducen constantermente a la<br />
formación de positrones. Al chocar con la película polimérica estos positrones arrancan<br />
de ésta haces de eletrones que, acelerándose en la magnetosfera de la estrella<br />
neutrónica, originan una potente radiación electromagnética coherente (es decir, es igual<br />
fase) no calórica. Con esto solamente irradian aquellas regiones de la estrella en la que<br />
las líneas magnéticas de fuerza se extienden lejos de ésta. En dichos lugares se deben<br />
observar manchas brillantes.
Variables Eruptivas Viejas<br />
• Fuentes de Radoación X:
Agujeros Negros<br />
Cuando las masas superiores a varias masas solares incluso la presión de los<br />
neutrones degenerados no está en condiciones de oponerse a las fuerzas<br />
gravitacionales, y nada puede retener la impetuosa compresión (colapso) de la<br />
estrella.<br />
El radio de la estrella en colapso se aproxima a cierto valor crítico Rg, determinado<br />
por la relación: Rg=2GM/cc,<br />
Donde c es la velocidad de la luz. Para un valor así de radio del objeto, denominado<br />
radio gravitacional de Schwarzchild, la velocidad parabólica resulta ser igual a la<br />
velocidad de la luz. Esto significa que de la estrella con radio menor que la<br />
gravitacional no pueden salir rayos de luz. Por consiguiente, este objeto en un<br />
principio es inobservarble, aunque su existencia es admitida por las leyes de la<br />
física e incluso necesariamente se deduce de ellas. Estos objetos pronosticados<br />
teóricamente, que adsorven la luz, y que son capaces de atraer hacia sí a otras masas,<br />
pero que no irradian nada, se denominan huecos negros.<br />
En el interior de la esfera, limitada por el radio Schwarzchild, la velocidad de la<br />
caída de la sustancia hacia el centro, al igual que la densidad, son tan grnades que<br />
las leyes clásicas (de Newton) de la física dejan de cumplirse, y es necesario aplicar<br />
las leyes de la teoría general de la relatividad, o de la física relativista. Por eso, los<br />
huecos negros, conjuntamente con las estrellas neutrónicas, se denomina objetos<br />
relativistas.<br />
En ciertos casos especiales, cerca del hueco negro se puede observar la sustancia,<br />
teniendo ésta las propiedades tan insólitas que la existencia del hueco negro<br />
inobservable puede llegar a ser evidente.
Enana Blanca
Rigel: sistema binario
Witch Head Nebula
Magnitud Estelar<br />
Hiparco de Nicea astrónomo griego (190-125 a.C.),<br />
elaboró el primer catálogo estelar que se conoce,<br />
estableciendo la clasificación del brillo de cada una de<br />
las estrellas por un término que llamó "magnitud".<br />
En 1856, Norman Pogson confirmó experimentalmente<br />
el descubrimiento realizado décadas antes por William<br />
Herschel, astrónomo de finales del siglo XVIII: que una<br />
estrella de primera magnitud era alrededor de 100 veces<br />
más brillante que una de la sexta magnitud. Desde<br />
entonces, el cálculo del brillo de una estrella mediante<br />
instrumentos fotosensibles se ha hecho imprescindible<br />
para la astronomía.
Magnitud estelar<br />
Debido a que la mayoría de la radiación que emite una<br />
estrella está en equilibrio térmico con los gases calientes<br />
que forman las capas externas de la estrella, una buena<br />
aproximación de la radición de una estrella es la<br />
radiación de la cavidad.<br />
En 1850, el astrónomo inglés Norman R. Pogson (1829-<br />
1891) propuso una escala fija para las magnitudes<br />
estelares que a partir de allí, ha sido adoptada.<br />
Actualmente se habla de la magnitud visual o aparente<br />
(m) de las estrellas, que es una medida subjetiva del<br />
brillo de estas cuando las observamos desde la Tierra:<br />
m = −log<br />
2,512<br />
( E )
Magnitud estelar<br />
Las magnitudes estelares, obtenidas:<br />
• Con utilización de fotómetros visuales (o con ojo) se denominan<br />
visuales<br />
• Con el método de las mediciones fotométricas de las imágenes<br />
estelares se denominan fotográficas ( con una emulsión fotográfica<br />
no sensibilizada )<br />
• Con el método de las mediciones fotométricas de las imágenes<br />
CI = UB<br />
− B<br />
estelares, V conseguidas en emulsiones con filtro de luz amarilla, se<br />
•<br />
denomina fotovisuales.<br />
Las determinaciones actuales del flujo de radiación de las estrellas<br />
se obtiene con los métodos fotográficos, utilizando filtros (del<br />
sistema internacional):<br />
U - ultravioleta<br />
B- azul<br />
V- amarilla, visual<br />
• y se examina una característica del color de la estrella: indice de<br />
color. Por ejemplo:<br />
CI = m pg − m pv<br />
•<br />
CI = B − V<br />
CI = U −<br />
B
Magnitud estelar<br />
La magnitud estelar calculada teniendo en<br />
cuenta la radiación en todas las zonas del<br />
espectro, se denomina bolométrica (se calcula<br />
teóricamente)<br />
La diferencia entre la magnitud estelar<br />
bolomérica y la visual o fotovisual se denomina<br />
corrección bolométrica y es mínima para<br />
estrellas que irradian la mayor parte de toda su<br />
energía en la parte visible del espectro y<br />
depende en la Teff.
Magnitud estelar<br />
Para dos estrellas con intensidades radiantes E1<br />
y E2, la diferencia de magnitudes visuales m1 –<br />
m2 puede ponerse como:<br />
m1 – m2 = - log 2,512 E1/E2 ⇒ E1/E2 = 2,512 -(m1-m2)<br />
y en logartimos decimales:<br />
log (E1/E2) = -0,4(m1-m2)<br />
⇒ (m1-m2) = -2,5·log(E1/E2)
Magnitud estelar<br />
La magnitud absoluta (M) de las estrellas, por<br />
definición, es aquella que presentan dichos<br />
cuerpos celestes si se midieran a 10 parsecs de<br />
distancia. Utilizando las fórmulas anteriores y<br />
tomando en cuenta que las iluminaciones de dos<br />
estrellas son inversamente proporcionales al<br />
cuadrado de la distancia que las separa se tiene:<br />
M = m + 5 – 5logr<br />
donde r es la distancia que existe entre la tierra y la<br />
estrella y m es la magnitud aparente.<br />
La cantidad (M – m) se denomina módulo de<br />
distancia.
Magnitud estelar<br />
Otras cantidades físicas importantes, como la<br />
temperatura de una estrella (temperatura<br />
efectiva) se pueden obtener a partir de las<br />
mediciones anteriores.<br />
La Ley de Stefan – Boltzmann establece:<br />
E (T) = σTeff²Teff²<br />
donde σ es una constante universal llamada<br />
constante de Stefan – Boltzmann.
Para calcular el radio (R) de las estrellas se<br />
puede utilizar la siguiente fórmula:<br />
logR = 1/2logL + 2log ( Teff sol / Teff estrella )<br />
Magnitud estelar
Galaxia espiral M81 en la<br />
constelación de Ursa Mayor
Clasificación Dinámica<br />
Estrellas Unitarias<br />
Sistemas Dobles<br />
Sitemas Triples etc.
Estrellas<br />
Dobles
Estrellas Dobles<br />
Las estrellas, por lo general, no se encuentran<br />
aisladas, sino que se agrupan en sistemas de dos,<br />
tres o más estrellas, incluso llegan a formar<br />
cúmulos de centenares o miles de ellas.<br />
Una estrella doble se puede definir como un par de<br />
estrellas físicamente asociadas por la fuerza de la<br />
gravedad y que giran en torno al centro de masas<br />
del sistema.
Historia de Descubrimiento<br />
Galileo Galilei<br />
Muchas estrellas aparecen acompañadas, formando pares.<br />
Utilizó estas asociaciones "aparentes" para estimar la<br />
distancia a las estrellas<br />
Definió paralaje.<br />
Dedujo que la estrella más débil de cada par, siendo la más<br />
lejana, podría servir de referencia para medir la paralaje de<br />
la estrella más brillante y cercana.
En 1767<br />
Historia de Descubrimiento<br />
John Mitchell<br />
Fue el primero en proponer que las asociaciones<br />
entre las estrellas dobles podian ser reales;<br />
correspondiendo éstas a pares de estrellas cituadas<br />
a la misma distancia del sol, girando una alrededor<br />
de la otra por fuerza de gravedad.<br />
Por falta de evidencia esta propuesta no fue<br />
considerada seriamente.
Historia de Descubrimiento<br />
William Hershell<br />
Estudio sobre distancia de estrellas dobles más brillantes.<br />
Todas las estrellas tenían más o menos mismo brillo,<br />
comparable al del Sol, y que por tanto todas las estrellas de<br />
una magnitud dada estaban más o menos a la misma<br />
distancia de nosotros.<br />
Comprobó que Mitchell tenia razón, tras observar que en<br />
muchos casos ambas estrellas se habian movido juntas e<br />
incluso intercambiado posiciones
Historia de Descubrimiento<br />
William Hershell<br />
Brillo aparente estelar no esta relacionado<br />
necesariamente con su distancia.<br />
Estudio del movimiento mutuo, forma más confiable<br />
de medir sus masas.<br />
Como resultado se aprendió que mientras hay<br />
estrellas miles de veces más o miles de veces menos<br />
luminosas que el Sol, es difícil encontrar estrellas que<br />
sean diez veces más masivas o diez veces menos<br />
masivas que el Sol.
Características de las Estrellas<br />
Dobles<br />
El movimiento de las componentes de un<br />
sistema binario transcurre de acuerdo con las<br />
leyes de Kepler.<br />
Las estrellas pueden estar separadas por<br />
una pequeña fracción de un año luz o por<br />
cientos de unidades astronómicas.<br />
El tamaño relativo de la órbita de cada<br />
estrella es inversamente proporcional a su<br />
masa.
El movimiento de los componentes de las estrellas binarias transcurre de acuerdo con<br />
las leyes de Kepler: ambas componentes describen en el espacio órbitas elípticas<br />
semejantes ( es decir, de igual excentricidad) alrededor del centro común de masas.<br />
Esta misma excentricidad posee la órbita de la estrella-satélite respecto a la estrella<br />
principal, si se considera que esta última es inmóvil.<br />
El semieje mayor de la órbita del movimiento relativo del satélite alrededor de la<br />
estrella principal es igual a la suma de los semiejes mayores de las órbitas de los<br />
movimientos de ambas estrellas respecto al centro de masas. Por otro lado, las<br />
magnitudes de los semiejes mayores de estas dos elipses son inversamente<br />
proporcionales a las de las estrellas.<br />
Así pues, si de las observaciones se conoce la órbita del movimiento relativo entonces,<br />
basándose en la fórmula = const , se puede determinar la suma<br />
de las masas de las componentes de las estrellas binaria.<br />
Si por el contrario, se conocen las relaciones de los semiejes de las órbitas del<br />
movimiento de las estrellas respecto respecto al centro de masas, entonces se puede<br />
hallar también la relación entre las masas y, por consiguiente, la masa de cada estrella<br />
por separado.<br />
En esto reside también el importantísimo papel del estudio de las estrellas binarias en la<br />
astronomía: éste permite determinar una importante característica de la estrella, la<br />
masa, cuyo conocimiento es imprescindible, como vimos, para la investigación de la<br />
estructura interna de la estructura y de su atmósfera.<br />
El movimiento de satélite respecto a la estrella principal se caracteriza por los elementos<br />
de la órbita:<br />
a-semieje mayor de la órbita, e-exentricidad de la órbita, i-inclinación del planode la órbita, P-período<br />
de traslación del satélite, T-el momento de paso del satélite por el periastro, p-el ángulo de posición del<br />
nodo (se denominan nodos a los puntos de intersección de la órbita con el plano de la imagen) de la<br />
órbita y w-la longitud del periastro.
Aplicabilidad de las leyes de<br />
Kepler.<br />
La tercera lay tambien es aplicable, pero de<br />
manera un poco mas formal. En el sistema<br />
solar la masa de los planetas no es comparable<br />
con la del sol. Asi que la masa del planeta se<br />
ignora.<br />
Las estrellas orbitan en elipses al rededor de un centro<br />
comun. Hay que denotar que en todo momento la linea que<br />
une las dos estrellas pasa por el contro comun de masa.<br />
Cada estrella barre areas<br />
iguales en tiempos iguales.
Parámetros de Medicion en Dobles<br />
Magnitud: brillo aparente decada una de estrellas del par.<br />
Distancia angular (D): separación entre ambas estrellas.<br />
Segundos de arco .<br />
Angulo de posicion (AP): angulo que formaría la línea<br />
imaguinaria que une al par respecto linea N-S. Línea<br />
imaguinaria parte de la principal (estrella más brillante)<br />
hacia secundaria. Cuando ambas son de igual magnitud,<br />
principal es la que está situada más al este.
Diagrama de Magnitudes
Clasificación de los sistemas<br />
- Dobles ópticas<br />
- Dobles Físicas<br />
binarios<br />
a) Dobles Visuales<br />
b) Estrellas Variables a Eclipse<br />
c) Dobles Espectrales<br />
d) Dobles Estrechos
Clasificación de los sistemas<br />
binarios<br />
Estrellas Dobles Opticas - están lejos una de otras, pero se<br />
proyectan en puntos muy cercanos en la esfera celeste. Son<br />
aparentemente dobles pero fisicamente son independientes<br />
Estrellas Dobles Físicas - es un sistema dinámico que bajo la<br />
acción de las fuerzas de atracción mutua giran alrededor del<br />
centro común de masas.<br />
Estrellas Dobles Físicas se clasifican:<br />
Estrellas Dobles Visuales - las estrellas binarias, cuya dualidad<br />
se descubre durante las observaciones directas con el<br />
telescopio.<br />
Estrellas Dobles Eclipsantes - puede ser descubierta sólo<br />
fotométricamente la precencia de compañera por<br />
disminuciones breves y periódicas del brillo en la otra.<br />
Estrellas Dobles Espectrales - pueden ser descubierta sólo<br />
espectroscópicamente<br />
Los Sistemas Binarios Estrechos- Son unos pares de estrellas<br />
distanciadas entre sí en magnitudes comparables con sus<br />
dimensiones
Estrellas Dobles Opticas<br />
Están lejos una de otras, pero se proyectan en puntos muy<br />
cercanos en la esfera celeste. Son aparentemente dobles<br />
pero fisicamente son independientes.
Estrellas dobles visuales<br />
Las estrellas binarias, cuya dualidad se descubre<br />
durante las observaciones directas con el telescopio. (Se<br />
encuentran suficientemente apartadas entre sí y se ven<br />
por separado claramente distinguibles).<br />
En algunos casos el movimiento elíptico de la estrella<br />
satélite alrededor de la estrella principal se descubre<br />
con facilidad, pero normalmernte requiere una serie de<br />
observaciones prolongadas, realizadas en distintas<br />
épocas.<br />
Se han registrado más de 60000 sistemas dobles<br />
visuales. Aproximadamente en 2000 de ellos se lograron<br />
descubrir movimientos orbitales con períodos desde<br />
2.62 años hasta muchas de decenas de miles de años. Sin<br />
embargo, órbitas fiables se han calculado<br />
aproximadamente para objetos con periodos que no<br />
excedan de 500 años.
Estrellas dobles visuales<br />
• La órbita visible de la estrella binaria visual es la proyección de la órbita real sobre el<br />
plano de la imagen. Por esto, para la determinación de todos los elementos de la órbita,<br />
es menester, ante todo, conocer el ángulo i de inclinación. Este ángulo se pude hallar si<br />
ven ambas estrellas. Su determinación se basa en el hecho de que la proyección sobre el<br />
plano, perpendicular la rayo visual, la estrella principal no resulta estar en el foco del<br />
elipse de la órbita visible, sino en otro punto interior de ella. La posición de este punto<br />
queda unívocamente determinada por el ángulo i de de inclinación y la longitud del<br />
periastro. Así pues, la determinación de los elementos i y , y como asimismo de la<br />
excentricidad e, es un problema puramente geométrico. Los elementos P, T y p se<br />
obtienen directamente de las observaciones. El valor verdadero del semieje mayor a de<br />
la órbita y visible a están relacionados por la fórmula<br />
• De las observaciones a y, por consiguiente, a, se obtienen en medida angular.<br />
Solamente conociendo la paralaje de la estrella se puede hallar el valor del semieje<br />
mayor en unidades astronómicas (u.a.).<br />
•
Órbitas Elípticas de las Estrellas<br />
Binarias Visuales
Alpha Centauro
Sirio
Castor
Estrellas Dobles Eclipsantes<br />
Puede ser descubierta sólo fotométricamente la<br />
precencia de compañera por disminuciones breves y<br />
periódicas del brillo en la otra.<br />
La magnitud estelar visible varía como resultado de los<br />
eclipses, que periódicamente comienzan para el<br />
observador terrestre, de una de las componentes del<br />
sistema por la otra: los eclipses de la estrella principal<br />
por el satélite y del satélite por la estrella principal.<br />
El instante de tiempo en el que la estrella tiene una<br />
magnitud estelar visible mínima se llama época del<br />
máximo, y la magnitud es máxima, época del mínimo. (en<br />
el curva del brillo).<br />
La diferencia de las magnitudes estelares en el mínimo y<br />
máximo se denominan amplitud, y el intervalo de tiempo<br />
entre dos máximos o mínimos sucesivos, período de<br />
variabilidad.
Estrellas Dobles Eclipsantes<br />
Por el carácter de la curva de brillo de una estrella<br />
variable eclipsante se pueden hallar los elementos de la<br />
órbita de una estrella respecto a la otra, las<br />
dimensiones relativas de los componentes, y en ciertos<br />
casos incluso se pueden obtener una idea respecto a sus<br />
formas.<br />
En todasa curvas del brillo se observan dos mínimos:<br />
uno profundo ( el más importante, corresponde a la<br />
estrella principal por el satélite), y otro débil<br />
(secundario), que surge cuando la estrella principal<br />
eclipsa el satélite.<br />
En la actualidad se conocen más de 4000 estrellas<br />
variables a eclipse de distintos tipos. El período mínimo<br />
conocido es casi una hora, y el máximo de 57 años.
Estrellas Dobles Espectrales<br />
Debido a su cercanía, sus componentes no pueden separarse visualmente,<br />
pueden ser descubierta sólo espectroscópicamente utilizando el efecto<br />
Doppler de las líneas espectrales de su espectro.<br />
Su espectro cambia de azul a rojo, que indica el movimiento de una estrella.<br />
En los espectros de ciertas estrellas se observa un desdoblamiento periódico<br />
u oscilación de la posición de las rayas espectrales. Si estas estrellas son<br />
variables a eclipse entonces las oscilaciones de las rayas suceden con el<br />
mismo período que la variación del brillo Con esto, en los momentos de las<br />
conjunciones, cuando ambas estrellas se mueven perpendicularmente<br />
respecto al rayo visual, la desviación de las rayas espectrales de la posición<br />
media es igual a cero. En los momentos restantes se observa un<br />
desdoblamiento de las rayas espectrales, comunes para los espectros de<br />
ambas estrellas. El desdoblamiento de las rayas alcanza una mayor<br />
magnitud cuando la velocidad radial de las componentes es máxima, una de<br />
las ellas en dirección al observador, y la otra en la dirección opuesta. Si el<br />
espectro que se observa pertenece solamente a una estrella ( y el espectro de<br />
la otra no se ve debido a la debilidad de la estrella) entonces, en lugar del<br />
desdoblamiento de las rayas, se observa el corrimiento hacia el rojo o hacia<br />
azul del espectro.
Estrellas Dobles Espectrales<br />
La dependencia respecto al tiempo de velocidad radial, determinada<br />
por los corrimientos de las rayas, se denomina curva de las<br />
velocidades radiales. La forma de la curva de las velocidades<br />
radiales queda determinada solamente por dos parámetros: por la<br />
excentricidad e de la órbita y por la longitud del periastro.<br />
Cuando se conoce la curva de las velocidades radiales para una<br />
estrella de dobles variables eclipsantes y espectrales, se obtienen los<br />
elementos de la órbita y las magnitudes lineales, incluso sus masas.<br />
En la actualidad se conocen cerca de 2500 estrellas dobles<br />
espectrales. Aproximadamente para 750 de ellas se lograron<br />
obtener las curvas de las velocidades radiales, que permiten hallar<br />
los períodos de traslación y la forma de la órbita.<br />
El estudio de las estrellas binarias espectrales es particularmente<br />
importante, ya que permite formarse una idea respecto a las masas<br />
estelares.
Simulación Estrellas Dobles<br />
Espectrales
Dobles Estrechos<br />
Son estrellas distanciadas entre sí en magnitudes comparables con<br />
sus dimensiones. Por eso comienzan las interacciones de la marea<br />
entre las componentes. Bajo la acción de las fuerzas de la marea<br />
las superficies de ambas estrellas dejan de ser esféricas, las<br />
estrellas adquieren una forma elipsoidal y en ellas surgen jorobas<br />
del flujo, dirigidas una hacia la otra, igual que las mareas lunares<br />
en el océano de la Tierra.<br />
La forma que adquiere un cuerpo compuesto de gas queda<br />
determinada por la superficie que pasa a través de los puntos con<br />
varios valores iguales del potencial gravitacional centrífugo. Estas<br />
superficies se denominan equipotenciales. El gas puede fluir<br />
libremente a lo largo de la superficie equipotencial, lo que<br />
precisamente determina la forma de equilibrio del cuerpo.<br />
Para una estrella solitaria que no gira, las superficies<br />
equipotenciales, son esferas concéntricas cuyo centro coincide con<br />
el centro de masas. Esto explica la esfericidad de las estrellas<br />
normales.
Dobles Estrechos<br />
Para el sistema binario estrecho las superficies equipotenciales<br />
tienen una forma complicada y forman varias familia de curvas. La<br />
más interior de estas superficies abarca en forma de ocho ambas<br />
estrellas y pasa por el punto L1 (interior) de Lagrange. Esta<br />
superficie limita una región denominada cavidad interna de Rosse,<br />
compuesta por dos volúmenes cerrados en cada uno de los cuales se<br />
sitúan superficies equipotenciales, que determina la forma de las<br />
estrellas deformadas por la interacción de la marea. Las otra dos<br />
superficies críticas pasan, respectivamente, por el segundo y tercer<br />
puntos (exteriores) de Lagrange L2 L3, y además, la última<br />
superficie limita dos cavidades más, que contienen los puntos L4 y<br />
L5 de Lagrange. Si las capas exteriores de las estrellas salen fuera<br />
de los límites de la cavidad interna de Rosse, el gas, extendiéndose a<br />
lo largo de las superficies equipotenciales, puede, en primer lugar,<br />
pasar de una estrella a otra y, en segundo lugar, formar una<br />
envoltura que abarque ambas estrellas.<br />
Entre los dobles estrechas existe una multitud de las estrellas novas,<br />
supernovas, Wolf-Rayet, y fuentes de radiación X.
De izquierda a derecha<br />
Beta Del, separación: ~0.3” diferencia de magnitud de 3.5<br />
Era Oph, A2V+A3V. Separacion: 0.4” delta mag = 0.3<br />
Gamma CrB, B91V+A3V. Separacion: 0.6” delta mag = 1.5
Simulación de Transferencia de<br />
Masa en Algol
Estrellas Dobles tipo Mira
Estrellas Binarias de Rayos X
Nebulosa ANT
Nebulosa del Reloj de Arena
NCG 7027
Ojo de Gato
Nova Cygni
Por medio del estudio de estrellas dobles<br />
se obtiene información importante de las<br />
estrellas, como su masa, radio, densidad,<br />
temperatura y luminosidad.<br />
El entender mejor a las estrellas, es un<br />
paso hacia adelante en la comprensión de<br />
los distintos procesos que se dan en el<br />
espacio, como transferencia de materia y<br />
energía.
EVOLUCIÓN ESTELAR
Las Fases de la Evolución Estelar Son:<br />
Creación de la Estrella<br />
Evolución en la Presecuencia Principal,<br />
Fase de la Secuencia Principal<br />
Evolución en la Postsecuencia Principal<br />
Fase final.
Creación de la Estrella (Colapde Gravitacional)<br />
Las estrellas se originan por el colapso gravitacional de<br />
nubes interestelares difusas de gases o de polvo.<br />
Para esto las fuerzas gravitacionales dirigidas hacia el<br />
centro de la nube tiene que ser mayor que las fuerzas de<br />
presión y turbulencia, las cuales están dirigidas hacia<br />
afuera.<br />
La inestabilidad gravitacional se dá cuando se cumple el<br />
criterio de Jeans.
Las causas del colapso gravitacional son:<br />
Exteriores: la explosión de una SN cercana.<br />
Interiores: choques entre estrellas y oscilaciones<br />
en la densidad estelar (que producen aumento la<br />
densidad y la masa total del nube) y separación<br />
de gases fríos y calientes (inestabilidad térmica).
Normalmente se observa la creación de los cúmulos estelares.<br />
Los lugares de evolución estelar actual en la Vía Láctea son los brasos espirales.<br />
Se habla de protoestrellas cuando las condensaciones del gas originadas de la<br />
nube colapsada, ha colapsado tanto que cada parte es ópticamente densa y que<br />
ha alcanzado un estado de equilibrio hidrostática en el centro.<br />
La intensidad y temperatura de las protoestrellas depende de la masa.<br />
Todas las protoestrellas se encuentran en el diagrama de Hertzsprung-Russell<br />
sobre El tiempo de contracción varia según la masa de la estrella y esta entre<br />
los y años.<br />
10 5<br />
10 8
Evolución en la Presecuencia Principal<br />
Desde la linea de Hayashi, la estrella de acuerdo con su masa se<br />
acerca a un lugar de SP.<br />
Antes de alcanzar la secuencia principal cada estrella se<br />
encuentra en un fase turbulenta.<br />
Las estrellas variables eruptivas T-Tauri son probablemente<br />
representantes de esta fase.<br />
Sobre los procesos exactos de esta fase sólo se pueden hacer<br />
especulaciones.<br />
En general se cree que según la masa de la protoestrella<br />
originada, una gran parte es su envoltura se escapa por presión de<br />
radiación y se contrae.
Evolución en la Secuencia Principal<br />
Fase más poblada, formada por estrellas normales,<br />
(estables), dura aproximadamente 1 0 - años.<br />
6<br />
1 0 11<br />
La transformación de energía se lleva a cabo por medio de<br />
la fusion de hidrogeno a helio.<br />
Ciclo del Carbono (CON): Estrellas con masa superior a<br />
1.4 masas solares, están en la fase superior de la fase<br />
principal.<br />
Reacción Protón-Protón (PP): Estrellas con masa igual o<br />
inferior a 1.4 masas solares, en la parte inferior de la<br />
secuencia principal.
Evolución en la Postsecuencia Principal<br />
Independientemente de su masa la estrella deja la<br />
secuencia principal al finalizar la fusión de hidrogeno a<br />
helio en el núcleo.<br />
En la región central se alternan nuevas fusiones<br />
nucleares con fases de contracción y expansión de la<br />
envoltura despees de la terminación de la fusión de<br />
hidrogeno al helio-fase GIGANTES.<br />
Cuando el helio en el centro se convierte casi por<br />
completo en carbono por medio del proceso triple alfa,<br />
esta reacción va a parar a una región de capas, de tal<br />
forma que la estrella tiene en lo sucesivo dos capas de<br />
combustión: en la capa superior se produce el ciclo<br />
CNO y en la inferior el proceso triple alfa.<br />
Evolución en la Postsecuencia Principal y Fases finales<br />
dependen en la masa estelar!
Estrellas con M estrella < 0.5 M solar<br />
Son estrellas muy pequeñas.<br />
No se pueden convertir en Gigantes.<br />
De la SP pasan a ser enanas blancas.<br />
Cuando todo el combustible nuclear<br />
(incluyendo elementos más pesados que el<br />
helio) se haya terminado, la estrella se<br />
enfriará y compactará convirtiéndose así<br />
en una enana blanca.
Estrellas con 0.5 M solar < M estrella < 1.4 M solar<br />
Cuando la estrella ya casi ha consumido la<br />
totalidad del hidrógeno sube un poco en la<br />
SP y se convierte en una gigante roja.<br />
Posteriormente la estrella se vuelve muy<br />
inestable y se convierte en un enana<br />
blanca.<br />
El diámetro de la enana blanca oscila entre<br />
los 4.000 y los 2.800 km. y su temperatura<br />
se sitúa entre los 100.000K y los 4.000K.<br />
Poco a poco la estrella se va enfriando y<br />
apagando lentamente hasta hacerse<br />
invisible (enanas negras).
Estrellas con 1.4 M solar < M estrella < 2.5 M solar<br />
Cuando la estrella ya casi ha consumido<br />
la totalidad del hidrógeno sube un poco<br />
en la SP y se convierte en gigantes<br />
brillantes.<br />
Posteriormente, se explotan como Novas<br />
o Supernovas.<br />
Finalmente colapsan y se convierten en<br />
estrellas Neutrónicas.
Estrellas con M estrella > 2.5 M solar<br />
Cuando la estrella ya casi ha consumido la<br />
totalidad del hidrógeno sube un poco en la SP y<br />
se convierte en Supergigantes.<br />
Posteriormente, se explotan varias vecez como<br />
Novas y Supernovas.<br />
Despues colapsan y se convierten en estrellas<br />
Neutrónicas.<br />
Finalmente pueden convertir a Sagujeros<br />
Negros.
Fuentes electrónicas y bibliográficas<br />
• http://www.nasa.gov<br />
• http://www.mreclipse.com/<br />
• http://es.wikipedia.org/wiki/Portada<br />
• http://www.eso.org<br />
• http://www.casca.ca<br />
• http://www.isro.org<br />
• http://www.esa.int/esaCP/index.html<br />
• http://sohowww.nascom.nasa.gov<br />
• http://www.astrored.com<br />
• http://heavens-above.com<br />
• http://www.solarviews.com<br />
• http://www.noaa.gov<br />
• http://hubblesite.org<br />
• P. I. Bakulin, E.V. Kononovich, Moroz, V.I. (1983) “Curso de Astronomía<br />
General” Editorial MIR, Moscú, URSS<br />
- Material archivado en el CINESPA – Planetario<br />
Este material fue compilado por MSc Lela Taliashvili,<br />
Escuela de Física, UCR