You also want an ePaper? Increase the reach of your titles
YUMPU automatically turns print PDFs into web optimized ePapers that Google loves.
Continuación <strong>de</strong>l taller<strong>de</strong> fotometría <strong>de</strong> <strong>las</strong>estrel<strong>las</strong> <strong>de</strong>l cúmulo<strong>de</strong> <strong>las</strong> Pléya<strong>de</strong>s
Tarea 2
M45
Tarea 2
Índice <strong>de</strong> color B-V y M VM V B-V Tipoespectral-5.8 -0.35 O5-4.1 -0.31 B0-1.1 -0.16 B5-0.7 0.00 A02.0 0.13 A52.6 0.27 F03.4 0.42 F54.4 0.58 G05.1 0.70 G55.9 0.89 K07.3 1.18 K59.0 1.45 M011.8 1.63 M516.0 1.80 M8*#9 B-V=0.65 M V =4.8
Tarea 2
Tarea 2 m – M = 5 log(D) – 5m-M
m – M = 5 log(D) – 55 log(D) = (m–M) + 5log(D) = (m–M) + 55(m–M) + 5D = 105
Preguntas a contestar: ¿Cuál es la estrella más caliente? ¿y fría? ¿Cuál es la estrella más brillante? ¿y menosluminosa? Localiza <strong>las</strong> estrel<strong>las</strong> candidatas a gigantes rojas. Localiza la estrella candidata a enana blanca. ¿Cuál es el valor que obtuviste <strong>de</strong> m-M? ¿Cuál es el valor que <strong>de</strong>duces para la distancia a<strong>las</strong> Pléya<strong>de</strong>s?
Tarea 213 Alcyone2 Maia161417121522
¿Cuál es la estrella más caliente? Estrella 2 ¿y fría? Estrella 17 ¿Cuál es la estrella más brillante? Estrella 13 ¿y menos luminosa? Estrella 15 Localiza <strong>las</strong> estrel<strong>las</strong> candidatas a gigantes rojas.Estrel<strong>las</strong> 14, 16 y 17 Localiza la estrella candidata a enana blanca.Estrella 15 ¿Cuál es el valor que obtuviste <strong>de</strong> m-M?~5.6 ¿Cuál es el valor que <strong>de</strong>duces para la distancia a<strong>las</strong> Pléya<strong>de</strong>s? D=132 pc
Las pléya<strong>de</strong>sSpitzer - InfrarrojoNGC 7089ópticoM45Tipo: Cúmulo abiertoDistancia: 440 años luz (135 pc)Magnitud aparente m V = +1.6Tamaño aparente 110 minutos <strong>de</strong> arcoConstelación: TauroNúmero <strong>de</strong> estrel<strong>las</strong>: 500Edad aprox.: 100 millones <strong>de</strong> añosEstrel<strong>las</strong> más brillantes:TaygetaPleioneMeropeMaiaElectraCelaenoAt<strong>las</strong>Alcyone
Más Preguntas: Durante tus observaciones se averíael motor <strong>de</strong> guiado <strong>de</strong>l telescopio¿cómo notamos esta falla mientrasobservamos a través <strong>de</strong>l telescopio?
¿qué parámetros medimos y<strong>de</strong>terminamos para estimar ladistancia al cúmulo <strong>de</strong> <strong>las</strong>Pléya<strong>de</strong>s?
¿Por qué los astrónomos usanfiltros <strong>de</strong> diferentes colores en susobservaciones <strong>de</strong> estrel<strong>las</strong>
¿Por qué es más difícil medir lamagnitud aparente <strong>de</strong> unaestrella débil que la <strong>de</strong> unaestrella brillante?
¿Qué instrumento se usa paramedir <strong>las</strong> magnitu<strong>de</strong>s aparentes<strong>de</strong> <strong>las</strong> estrel<strong>las</strong>?
Dos estrel<strong>las</strong> en el cielo parecentener el mismo brillo.Entonces tienen la misma:distanciamagnitud absolutaluminosidadmagnitud aparente
<strong>Propieda<strong>de</strong>s</strong> físicas<strong>de</strong> <strong>las</strong> estrel<strong>las</strong>
Distancias a <strong>las</strong> estrel<strong>las</strong>2πEneroJulior =1 π[r] pc[π] ”r ↑⇒ π ↓
Distancias a estrel<strong>las</strong> <strong>de</strong> laSol → grano <strong>de</strong> arenavecindad solarα Centauri → 270 km π=0.75”estrella <strong>de</strong> Barnard → 373 km π=0.55”Ross 614 → 824 km π=0.25”Altair (α Aql) → 1047 km π=0.20”r ↑⇒ π ↓
Paralajes espectroscópicasPara estrel<strong>las</strong> binarias eclipsantesespectroscópicas.a sen ia semieje mayori inclinaciónTamaño proyectado<strong>de</strong> la órbita<strong>de</strong>l periodo y v rD = R *θ *EspectroreferenciaCurva <strong>de</strong> luzalejándoseR * radio estrellaθ * diámetro angularacercándose
Distancias a estrel<strong>las</strong> cercanas~30 *
Distancias a <strong>las</strong> estrel<strong>las</strong>
L ๏ = 4×10 33 erg/sm - M = 5 log r - 5Magnitu<strong>de</strong>sL = 4 π r 2 FM bol -M bol๏ = -2.5 log LL ๏En todas <strong>las</strong> frecuencias
Cuerpo NegroEl color <strong>de</strong> un objeto <strong>de</strong>pen<strong>de</strong> <strong>de</strong>l tipo <strong>de</strong> luzcon el que se ilumine.Un objeto refleja parte <strong>de</strong> la luz que recibe yabsorbe otra parte <strong>de</strong> luz que luego reemite.
Cuerpo NegroCuando un objeto está atemperatura constante yabsorbe toda la luz querecibe, sin reflejar nada,la luz que emite sólo<strong>de</strong>pen<strong>de</strong> <strong>de</strong> sutemperatura.
Radiación <strong>de</strong> cuerpo negroUn cuerpo negro es i<strong>de</strong>al, es un emisor <strong>de</strong>energía perfecto y al mismo tiempo unabsorbedor <strong>de</strong> energía perfecto.Radiación <strong>de</strong> cuerpo negro = radiación térmica
Radiación <strong>de</strong> cuerpo negroIEspectro contínuo12,000 K9,000 K6,000 KλLey <strong>de</strong> Wienλ máx[cm] = 0.29/T [K]Ley <strong>de</strong> Steffan-BoltzmannF = σ T 4L = 4 π R 2 FintegrandoL = 4 π σ R 2 T 4
Radiación térmica - BB
Radiación térmica - BB
U ultravioletaB azulV visualR rojoI infrarrojoFiltros para fotometría
Índices <strong>de</strong> colorB - VA0 B-V=0 U-B=0VB
Temperatura - Índice <strong>de</strong> colorB-VPara estrel<strong>las</strong>:B-V T color< 0 >10,000 K azul0 10,000 K blanco> 0
espectrógrafoRejil<strong>las</strong> diferentes líneas/mm más líneas mayor resoluciónResolución: alta(décimas Å), intermedia 1-3 Å; baja
NespectrógrafoE5’Se hace pasar por el espectrógrafo la luz que pasa através <strong>de</strong> una rendija <strong>de</strong>lgada (1 o 2 arcsec)Resolución mayor para rendijas más <strong>de</strong>lgadas
Formación <strong>de</strong> líneas espectralesrendijadispersorEspectro emisiónGasCalienteemitiendoFuente <strong>de</strong> luzcontinuaGastenueEspectro absorción
Espectros
Átomo <strong>de</strong> hidrógenoEs el más sencillo <strong>de</strong> todos los átomos: unprotón y un electrónLas partícu<strong>las</strong> con carga (+ ó -) que se aceleranemiten radiación electromagnética y pier<strong>de</strong>nenergía. El electrón cae hacia el núcleo <strong>de</strong>l átomo.Los electrones “saltan” entre niveles <strong>de</strong> diferenteenergía y tien<strong>de</strong>n a estar en el estado <strong>de</strong> menorenergía llamado estado base.h ν = E n2 – E n1
Series <strong>de</strong>l hidrógeno neutroE eV0-0.37-0.54-0.85-1.51PaschenBrackettPfundn∞6543α 656.28 nmβ 486.13γ 434.05364.71α 1875.1 nmβ 1281.8820.594.05 µm2.631.467.46 µm2.28 µm-3.39Balmer2α 121.57 nmβ 102.5897.2591.81-13.6Lyman1
Series <strong>de</strong>l Helio una vez ionizadoÅSerie <strong>de</strong> Pickering en rojo (nivel 4), seobserva en estrel<strong>las</strong> muy calientes
Transiciones entre niveles <strong>de</strong> EE ligado-ligado ligado-libreEstadosexcitados0Estadobaselibre-libreabsorción emisión ionización recombinaciónh ν = En2 – En1
Grados <strong>de</strong> ionizaciónNeutro una vez 2 veces 3 veces 4 vecesionizado ionizado ionizado ionizadoHI H + HIIHeI He + HeII He 2+ HeIIIOI O +OII O 2+ OIII O 3+ OIV O 4+ OVC C + CII C 2+ CIII C 3+ CIV C 4+ CVFeI FeII FeIIIFeX FeXII
Líneas permitidas y prohibidasLa probabilidad <strong>de</strong> la transición indica si son líneasprohibidas o permitidas.Las permitidas tienen alta probabilidad <strong>de</strong> transición.Las prohibidas tienen muy baja probabilidad <strong>de</strong> trancisión.Ocurren <strong>las</strong> líneas prohibidas y se indican con []:[OIII]λ5007, 4959, 4363; [SII]λ 6717,6731; [OI]λ6300Líneas permitidas <strong>las</strong> <strong>de</strong> HI, HeI y HeII, algunas <strong>de</strong> Ca y C
Espectroscopía rendija largaHeI[OI][NII]Hα [NII]HeI[SII]estrel<strong>las</strong>dirección espacialrojoazulHe 2-249longitud <strong>de</strong> ondaNebulosaplanetaria
líneas espectrales <strong>de</strong> estrel<strong>las</strong>400 420 440 460 480Longitud <strong>de</strong> onda [nm]
C<strong>las</strong>ificación espectralLa primera c<strong>las</strong>ificación con líneas <strong>de</strong> BalmerMuchos tipos <strong>de</strong> la A a la P. Las primeras tienen <strong>las</strong>líneas <strong>de</strong> Balmer muy intensas.Siglo XIX C<strong>las</strong>ificación <strong>de</strong> Harvard: 7 tiposO B A F G K MOh Be A Fine Girl Kiss MeOh Bella Amada Fíjate Ganamos Kilos <strong>de</strong> Masa
O – Estrel<strong>las</strong> azules, T ef [20,000-30,000 K]Líneas <strong>de</strong> átomos ionizados: HeII, CIII,NII, OIII, SiV, HeI. HI se ven débilesB – Estrel<strong>las</strong> blanco-azules, T ef ~50,000 KLas líneas <strong>de</strong> HeII <strong>de</strong>saparecen, <strong>las</strong> <strong>de</strong>HeI son más intensas en B2.HI más intensas.Se observan líneas <strong>de</strong> OII, SiII MgIIA – Estrel<strong>las</strong> blancas, T ef ~9,000 KLas líneas <strong>de</strong> HI dominan el espectro yson más intensas en AO.No se observan líneas <strong>de</strong> HeI.Se hacen visibles líneas <strong>de</strong> metalesneutros.
C<strong>las</strong>ificación <strong>de</strong> Harvard
C<strong>las</strong>ificación<strong>de</strong>HarvardLongitud <strong>de</strong> ondaIntensidad relativa
F – Estrel<strong>las</strong> amarillo-blancas,T ef ~7,000 KLas líneas <strong>de</strong> HI se ven más débiles,mientras que <strong>las</strong> <strong>de</strong> Ca II se hacen másintensas.Líneas <strong>de</strong> Fe I, Fe II, Cr II y Ti IIson más intensas.G – Estrel<strong>las</strong> amaril<strong>las</strong>,G – Estrel<strong>las</strong> amaril<strong>las</strong>,T ef ~5,500 KLas líneas <strong>de</strong> HI más débiles aún.<strong>de</strong>saparecen, <strong>las</strong> <strong>de</strong> Ca II son másintensas en G0.Las líneas <strong>de</strong> otros metales más intensas.
C<strong>las</strong>ificación <strong>de</strong> Harvard
Intensidad relativaLongitud <strong>de</strong> onda
K – Estrel<strong>las</strong> amarillo-naranjas,T ef ~ 4,000 KEspectro domminado por líneas <strong>de</strong>metales. Las líneas <strong>de</strong> CaI se hacen másintensas.Las bandas <strong>de</strong> TiO se hacen visibles <strong>de</strong>s<strong>de</strong>K5.M – Estrel<strong>las</strong> rojas, T ef ~3,000 KM – Estrel<strong>las</strong> rojas, T ef ~3,000 KLas bandas <strong>de</strong> TiO son muy prominentes.Ca I en 423 nm muy intensa.Muchas líneas <strong>de</strong> metales neutros.Para estrel<strong>las</strong> más frías que M4 <strong>las</strong>bandas <strong>de</strong> TiO son tan intensas quedificultan <strong>de</strong>terminar el nivel <strong>de</strong> emisión<strong>de</strong> contínuo.
C<strong>las</strong>ificación <strong>de</strong> Harvard
Intensidad relativaLongitud <strong>de</strong> onda
Radios EstelaresAún con los telescopios más potentes <strong>las</strong> estrel<strong>las</strong> sonpuntuales.Para medir directamente su tamaño, en algunos (muypocos) casos se usa interferometría speckle.Para todas <strong>las</strong> <strong>de</strong>más estrel<strong>las</strong> se usa:L = 4 π σ R 2 T 4σ = 5.67×10 -5 erg cm -2 K -4 s -1
Radios EstelaresLuminosidadTemperaturaEn términos <strong>de</strong>l radio, R ๏ , y luminosidad, L ๏ , <strong>de</strong>l Sol:
Radios EstelaresEjemplos:Betelgeuse L= 10,000 L ๏ T= 3,000 KR= ( 6000)2 (10,000) ½ = 400 R๏3000R= 2.6×10 11 m= 371 R ๏
Radios EstelaresEjemplos:Betelgeuse L= 10,000 L ๏ T= 3,000 KR= ( 6000)2 (10,000) ½ = 400 R๏3000R= 2.6×10 11 m= 371 R ๏R= 2 (10,000) ½ = 374 R๏( 58003000 )
Tamaños estelares Gigantes 10 – 100 R ๏Gigantes Rojas Super gigantes hasta 1000 R ๏Super Gigantes azules Enanas > 1 R ๏Enanas blancas enanas rojas
Radios Estelares
Tamaños estelares Gigantes Rojas: Mira, Al<strong>de</strong>baran, Arturus... Super Gigantes azules: Deneb, Rigel... Super gigantes rojas: Betelgeuse, Antares Enanas blancas: Sirius B, Procyon B Enanas rojas: Estrella <strong>de</strong> Barnard, proximacentauri
SolSirioJupiter tiene 1 pixelLa Tierra no es visible en esta escalaArturo
Sol – 1 pixelJupiter es invisible enesta escalares es la 15ava estrella mas brillante en el cielo. Está a más <strong>de</strong> 1000 años l
Masas EstelaresMétodo directo: estrel<strong>las</strong> binariasMétodo indirecto: relación masa-luminosidad40% -60% estrel<strong>las</strong> binarias• binarias ópticas (estrel<strong>las</strong> no relacionadas)• Binarias visuales (separación > 1”)• Binarias astrométricas (componente invisible, movimiento propio)• Binarias espectroscópicas (<strong>de</strong>scubiertas por espectros)• Binarias fotométricas o eclipsantes
Estrel<strong>las</strong> binarias visualesKrüger 60Periodo:44.5 años
Estrel<strong>las</strong> binarias visualesParámetros típicos parasistemas binarios:Separación:<strong>de</strong>cenas a cientos <strong>de</strong> UAPeriodos orbitales:<strong>de</strong>cenas a cientos <strong>de</strong> añosBinarias muy cercanas entre sí:Separación: ~ 1 UA (casi el radio <strong>de</strong> <strong>las</strong> estrel<strong>las</strong>)Periodos orbitales: horas a algunos años¡Más <strong>de</strong> una vida!Órbitas proyectadas: sen icon tamaños que <strong>de</strong>pen<strong>de</strong>n <strong>de</strong> r
Masas estelares3a. Ley <strong>de</strong> KeplerM 1 + M 2 = a3{Masa <strong>de</strong> todoel sistema[M ๏ ]p 2Semi eje major[UA]Periodo[años]Si M 1 o M 2 es muy pequeña se pue<strong>de</strong> <strong>de</strong>spreciar
a 1a 2a 1 M 2=a 2 M 1a = a 1 + a 2Semieje major <strong>de</strong> laórbita relativa
Ejemplo:Un sistema binario está a 10 pc. La separaciónangular máxima <strong>de</strong> <strong>las</strong> componentes <strong>de</strong>l sistemaes 7” y la mínima es <strong>de</strong> 1”. Su periodo orbital es<strong>de</strong> 100 años. Suponemos que el plano orbital <strong>de</strong>lsistema coinci<strong>de</strong> con el plano <strong>de</strong>l cielo.
Ejemplo:Un sistema binario está a 10 pc. La separaciónangular máxima <strong>de</strong> <strong>las</strong> componentes <strong>de</strong>l sistemaes 7” y la mínima es <strong>de</strong> 1”. Su periodo orbital es<strong>de</strong> 100 años. Suponemos que el plano orbital <strong>de</strong>lsistema coinci<strong>de</strong> con el plano <strong>de</strong>l cielo.Calculamos el semieje mayor:a = a 1 + a 2 = (7” + 1”)/2 =A la distancia <strong>de</strong> 10 pc a =
Ejemplo:Un sistema binario está a 10 pc. La separaciónangular máxima <strong>de</strong> <strong>las</strong> componentes <strong>de</strong>l sistemaes 7” y la mínima es <strong>de</strong> 1”. Su periodo orbital es<strong>de</strong> 100 años. Suponemos que el plano orbital <strong>de</strong>lsistema coinci<strong>de</strong> con el plano <strong>de</strong>l cielo.Calculamos el semieje mayor:a = a 1 + a 2 = (7” + 1”)/2 = 8”/2 = 4”A la distancia <strong>de</strong> 10 pc a = 4” × 10 pc = 40 UA
Ejemplo:Con p = 100 años y a = 40 UA usamos la 3a. Ley <strong>de</strong>Kepler:M 1 + M 2 = a 3 /p 2 = 40 3 /100 2 M ๏ = 6.4 M ๏Suponiendo que los semiejes mayores <strong>de</strong> <strong>las</strong> componentesson a 1 =3” y a 2 =1”, po<strong>de</strong>mos saber <strong>las</strong> masas individuales:M 1 a 1 = M 2 a 2 M 1 = (a 2 /a 1 ) M 2 M 1 = M 2 /3M 1 + M 2 = 6.4 M ๏ = M 2 /3 + M 2 = 4/3 M 2M 2 = (3/4) 6.4 M ๏ = 4.8 M ๏M 2 = 4.8/3 =1.6 M ๏
Binarias Visualesnombre componente a[”]P[años]M[M ๏ ]Sirio A 7.50 50.1 2.28B 0.98Procyon A 4.50 40.4 1.69B 0.60α Centauri A 17.52 79.9 1.08B 0.88Krüger 60 A 2.41 44.6 0.27B 0.16~850 binarias visuales
Relación Masa-LuminosidadPara secuencia principal:A mayor luminosidadmayor masaL ∝ M 410 M๏ → 10 4 L๏1 M๏ → 1 L๏
Masas Estelares
Estrel<strong>las</strong> binarias astrométricasLas binarias astrométricas tienen movimientos propiosondulados.Si averiguamos por métodos indirectos (relación masa-luminosidad) la masa <strong>de</strong> la componente visible,po<strong>de</strong>mos estimar la masa <strong>de</strong> la estrella invisible.Sirio es una binaria astrométrica, su compañera Sirio Bes una enana blanca.
Binarias EspectroscópicasEstado 1 Estado 2Centro <strong>de</strong> masaEstado 3 Estado 4A la TierraA la TierraA la TierraA la TierraVelocidad Radial (km/s)AlejándoseAproximándoseEstado 1Estado 2Estado 3Estado 4HD 171978Tiempo (días)Binaria <strong>de</strong> dos líneasDos estrel<strong>las</strong> <strong>de</strong>l mismo tipo espectral
Binaria <strong>de</strong> una líneav r λ-λ 0= Corrimiento Doplerc λ 0
Corrimiento <strong>de</strong> <strong>las</strong> líneas ∝ v rPeriodo variación líneas → periodo orbitalv r = v 0 sen iinclinaciónVelocidad realsuponiendo órbitas circulares:M 23 sen 3 iv 13P(M 1 +M 2 ) 2 2πG= Función <strong>de</strong> masa
Si sólo se ven <strong>las</strong> líneas <strong>de</strong> una componente (binaria <strong>de</strong>una sola línea) sólo se pue<strong>de</strong> tener la función <strong>de</strong> masa.Si tenemos también v 2 (binaria <strong>de</strong> dos líneas):v 1 a 1M v = 2 v 2y2 a M 1 =2v 1con la función <strong>de</strong> masa po<strong>de</strong>mos <strong>de</strong>terminarM 1 sen 3 i y M 2 sen 3 i, pero necesitamos i
Curvas <strong>de</strong> luzTipo:• Algol• β Lyrae• W Ursae Majoris
Diagrama H-RLPrincipios <strong>de</strong>l siglo XX:Ejnar HertzprungM vs B-VM V ~ 10 años <strong>de</strong>spués:T efaumentaHenrry N. RussellM vs índice espectralB-VO B A F G K M
Diagrama H-R:Estrel<strong>las</strong> muy conocidasLUMINOSIDAD (UNIDADES SOLARES)TEMPERATURA SUPERFICIALTIPO ESPECTRAL
Diagrama H-R:Estrel<strong>las</strong> vecindad solar(5 pc <strong>de</strong>l Sol)LUMINOSIDAD (UNIDADES SOLARES)RegiónEnanasBlancasSecuenciaprincipalTEMPERATURA SUPERFICIALEnanasRojasEnanasmarrones~80 estrel<strong>las</strong>TIPO ESPECTRAL
Diagrama H-R:Estrel<strong>las</strong> vecindad solar(5 pc <strong>de</strong>l Sol)LUMINOSIDAD (UNIDADES SOLARES)RegiónEnanasBlancasSecuenciaprincipalTEMPERATURA SUPERFICIALTIPO ESPECTRALEnanasRojas~80 estrel<strong>las</strong>Líneas <strong>de</strong> radioconstanteLa mayoría sonestrel<strong>las</strong> enanas <strong>de</strong>secuancia principal
Radios Estelares
Diagrama H-R:100 estrel<strong>las</strong> más brillantes(con distancia conocida)Gigantes azulesGigantes rojasEstrel<strong>las</strong> con R > R ๏No hay estrel<strong>las</strong> enanasporque hay sesgo porbrillo.
Diagrama H-RLas estrel<strong>las</strong> se localizanen grupos <strong>de</strong>finidos.Para una T no pue<strong>de</strong>tener cualquier LLM VObservacionalTeóricoLas zonas se relacionancon la fase evolutiva enla que se encuantran <strong>las</strong>estrel<strong>las</strong>.aumentaB-VO B A F G K MT ef
Diagrama H-R:estrel<strong>las</strong> Hiparcos (1000pc)Secuencia Principal:Banda diagonal, <strong>de</strong>s<strong>de</strong> estrel<strong>las</strong>brillantes calientes hastadébiles y frías:T ef = T sup [30,000-3,000 k] factor 102000 estrel<strong>las</strong> m
Diagrama H-R:estrel<strong>las</strong> HiparcosrarascomunesSecuencia Principal:Banda diagonal, <strong>de</strong>s<strong>de</strong> estrel<strong>las</strong>brillantes calientes hastadébiles y frías:T ef = T sup [30,000-3,000 k] factor 10La mayoría <strong>de</strong> <strong>las</strong> estrel<strong>las</strong> enel cielo.Luminosidad: 10 -4 - 10 4 L ๏Radios: 0.1 – 10 R ๏
Diagrama H-R: MasasSp M [M ๏ ] R [R ๏ ]Gigantes azulesEnanas rojasEnanasO3 120.0 15O5 60.0 12B0 17.5 7.4B5 5.9 3.9A0 2.9 2.4F0 1.6 1.5G0 1.05 1.3K0 0.79 0.85M0 0.51 0.60M8 0.06 0.10Secuencia principal
Gigantes Rojas:estrel<strong>las</strong> frías, gran<strong>de</strong>s yluminosas.Diagrama H-RT ef = T sup [4,000-3,000 k]Luminosidad: 10 2 - 10 3 L ๏Radios: 10 – 40 R ๏Masas: 1 – 1.2 M ๏Super Gigantes Rojas:T ef = T sup [6,000-3,000 k] Luminosidad: 10 3 - 10 5 L ๏Radios: 30 – 800 R ๏Masas: 10-20 M ๏
Enanas Blancas:estrel<strong>las</strong> calientes, muypequeñas y poco luminosas.T ef = T sup [35,000-6,000 k]Diagrama H-RLuminosidad: 0.1-10 -4 L ๏Masas: 0.17 – 1.33 M ๏ (0.6M ๏ )Radios: 0.008 -0.02 R ๏R ⊕ ~ 0.009 R ๏
C<strong>las</strong>es <strong>de</strong> luminosidadI – Super gigantesIa – luminosasIb – menos luminosasII – gigantes brillantesIII – gigantesIV – SubgigantesV – EnanasSecuencia principal
Hiper gigantesSuper gigantesGigantes LuminosasGigantesM VSubGigantesSecuencia PrincipalenanasSub enanasEnanas blancasEnanasrojasTipo espectralEnanascafés
FIN