Cuatro Sesiones de Cuatro Sesiones de AstronomíaAstronomía

3. Las estrellas

Alberto Carramiñana Alonso

Liceo Ibero Mexicano, 16 agosto 2002

Las estrellas son soles

• Comparamos sus brillos mediante la escala de magnitudes: – m1=m2-2.5log10(f1/f2)

– Cinco magnitudes representan un factor de 100.

• Vega m=0, Sirio m= –1.46, Alcyone m=2.9.

• El Sol m = –26.72 tendría magnitud 0 a 220 mil UA de distancia.

La distancia a las estrellas (1)

• Paralaje trigonométrico:– Método básico de determinación.– Define al parsec: d(pc) = 1/p(“) 1

pc = 206265 UA = 3.2616 años-luz.– Empleado exitosamente por Bessell en 1838 con

61 Cygni (p=0.316” d=3.16 pc).– Restringido a distancias “pequeñas” ( 1000 pc).

1 AU

1 parsec

1”

La distancia a las estrellas (2)

• Algunos métodos de estimación:– Por paralaje.– Por movimiento colectivo en cúmulos.– Por movimiento colectivo en la Galaxia.– Estimando la luminosidad de la estrella

(variables Cefeidas; suponiéndola).

Hay distintos tipos de estrellas

• Primera evidencia: el descubrimiento de las estrellas binarias. Sirio B.

• La luminosidad (magnitud), temperatura (color), estructura y evolución de una estrella está determinada por su masa y composición química.

• Equilibrio entre presión y gravedad.

El diagrama HR

• Hertzsprung - Russell.

• Color - magnitud temperatura - luminosidad.

• Estimado en cúmulos o estrellas con distancias conocidas (Hipparcos).

• La mayoría de las estrellas se agrupan sobre una línea curva denominada “secuencia principal”.

• Hay otros grupos notorios.

El diagrama HR• Color - magnitud temperatura - luminosidad.

• Tipos espectrales: OBAFGKM secuencia de temperatura.

La secuencia principal

• Son aquellas estrellas que brillan al convertir hidrógeno en helio.

Tipo Temperatura (K)

Masa (M)

Luminosidad (L)

Duración (millones años)

O 7.5 38 000 25 80 000 2

B 0 33 000 16 10 000 10

B 5 17 000 6 600 60

A 0 9 500 3 60 300

F 0 6 900 1.5 6 1 500

G 0 5 800 1 1 6 000

K 0 4 800 0.8 0.4 12 000

Los tipos Los tipos de estrellasde estrellas

• De acuerdo al diagrama color luminosidad (HR).

• Protoestrellas.• Secuencia principal (V).• Post-secuencia principal: gigantes (II, III)

y supergigantes (I).• Degeneradas (enanas blancas, estrellas de

neutrones) y hoyos negros.

El Sol es una estrella normal

• Tipo espectral: G2 V

• Masa = 1.989 1030 kg (330 000 M

)

• Radio = 696 000 km (109 R)

• Luminosidad = 3.86 1026 Watts

• Tsup = 5770 K

• Tc = 15 000 000 K

• Podemos estudiar su núcleo (heliosismología), cromosfera, corona, ciclos de actividad, eyecciones, viento...

0.2 D

La fuente de energía del Sol

• Conversión de hidrógeno en helio:

– Secuencia protón - protón o ciclo del carbono.

– m(He) = 3.971 m(H) E = m c2

1H + 1H 2H + +

1H + 2H 3He +

3He + 3He 4He + 1H + 1H

La actividad solar

• Ciclo de manchas solares cada 11 años.

• Ráfagas, emisiones coronales, viento solar.

• Influencia en el clima terrestre (mínimo de Maunder).

Estrellas post-secuencia principal

• Gigantes y supergigantes rojas (Betelgeuse).

• Al haber agotado el hidrógeno generan energía vía: He C núcleo muy compacto (0.01 R para alcanzar T 1011 K) y atmósfera extendida (centenares de R) y muy tenue.

• Viven poco tiempo y terminan como supernovas: explosión catastrófica que durante unos meses brilla tanto como una galaxia entera (1011 L).

Etapas de evolución del Sol

1

0.2

50

0.01SolGigante roja

300

0.01Supergigante

Núcleo de hidrógeno

Núcleo (inerte) de helio con cáscara de hidrógeno

La evolución final del Sol

• El helio se prenderá subitamente y las capas exteriores del Sol serán expulsadas, formando una nebulosa planetaria.

• El núcleo de la gigante quedará caliente, inerte y degenerado, formando una enana blanca.

Estrellas degeneradas

• No generan energía: equilibrio entre gravedad y presión cuántica:

• Enanas blancas:– presión por degeneración de electrones.– R R/100 R , M1.44M, 106 g/cm3 .

• Estrellas de neutrones:– presión por degeneración de neutrones.– R 10 km , M 1.44M, 1017 g/cm3 .

• ¡Producto final de la evolución estelar!

Sirio A Sirio A versus versus Sirio BSirio B

• Luminosidad = 23.5 L

• Masa = 2.3 M • T = 9,910 grados

• Diámetro = 1.6 D

• Densidad = 0.8 g/cm³

• Gravedad = 25 g

• L = 0.03 L • M = 1.05 M • T = 27,000 grados

• D = 0.008 D • ρ = 3 toneladas/cm³

• g = 460,000 g

Hacia la explosión de una supernova

• Estrellas masivas (digamos 20 veces mas masivas que el Sol) continuan su evolución convirtiendo helio en carbono, carbono en oxígeno, etc....

1000

H HeC

Ne O Si Fe

0.01

La catástrofe del hierro

• El hierro no puede producir reacciones nucleares colapso catastrófico.

• El núcleo se contrae a 70,000 km/s y en un segundo se comprime formando una esfera de unos pocos kilómetros de diámetro.

• El núcleo rebota sobre sí mismo y empieza a expandirse a cientos de miles de km/s.

• Se produce una supernova.

Supernovas históricas• SN 185: registro Chino de una estrella huésped visible entre 8 y 20 meses en la

constelación de Centauro. Magnitud -2.• SN 393: registrada en China y visible 7 meses. En la cola de Escorpión.

Magnitud -3.• SN1006: la más brillante en registros históricos: magnitud -9 luna en cuarto.

Vista por Chinos, Japoneses, Coreanos, Árabes, Europeos, en la constelación de Lupus.

• SN 1054: registrada por Chinos (dando la posición cercana a Tauri y fecha 4 de julio) y Japoneses (comparada con Júpiter). Visible de día durante 23 días (mag=-5). No hay registros europeos. Apareción en Tauro y está asociada con la nebulosa del Cangrejo.

• SN 1181: vista en China y Japón. Se estima de magnitud -1. En Cassiopeia. Probablemente 3C 58.

• SN 1572: observada por Chinos, Coreanos, y reportada en detalle por Tycho Brahe. Visible 15 meses y magnitud -4. Los registros de Tycho la asocian firmemente con G120.1+1.4.

• SN 1604: observada por Chinos y Coreanos, y reportada en detalle por Kepler. Visible por 366 dias y de magnitud -3. Asociada con 3C 358.

Del siglo XX: SN 1987A

Estrellas de neutronesEstrellas de neutrones

• Masa M

• D 0.008 D 10,000km

• ρ 3 ton/cm³

• g 460,000 g

• Masa 1.44 M

• D 20 km

• ρ 700,000,000 ton/cm³

• g 200,000,000,000 g

Enana blanca Estrella de neutrones

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

VelaB0329 B1937

Estrellas binarias

• La mayor parte de las estrellas son binarias.

• A partir de su movimiento es posible estimar la masa de las estrellas.

Lyrae: la doble doble

Cúmulos estelares

• Cúmulos abiertos: las estrellas se forman en cúmulos. Los cúmulos abiertos son jóvenes, contienen miles de estrellas y se dispersan rápidamente. Ejemplos: las Pléyades, las Hyades.

• Cúmulos globulares: agrupaciones de 105 o 106

estrellas de edad similar a la de la Galaxia. Ejemplos: Centauri, M3, M13, ....