1

ESTRELLAS

Instituto de Física - Dpto. de Astronomía, 318

andrea@fisica.edu.uy, 6965293, 099212187

Andrea Sánchez, versión 2008

•Distancia, Luminosidad, Temperatura, Radio, Masa

•Espectros composición

•Estructura

•Energía

•Medio interestelar y origen de las estrellas

•Evolución (ya sabemos el final de la película), ev = f (?)

•Estados finales (objetos compactos)

Medio interestelar y origen de las estrellas

Temas a discutir:

Métodos para medir las propiedades básicas de las estrellas

líneas espectrales - modelocomposición

sistema binario(***) Masa

(**) Radio

midiendo color o (*) temperatura superficial

Luminosidad

midiendo paralajedistancia

recibido2 F)(distancia4πL ××=

maxcte/λT =

42 T R4πL σ××=

*Wien, ¿que es el color?, **Stefan,*** efectos gravitatorios

p tan UA1d =DISTANCIAS

Definiciones útiles

• Movimiento propio (“/yr) : Deslazamiento en el cielo, vista desde la Tierra y corregido por paralaje. Componente transversa. Bernard’s star medida durante 22 años.

• Cefeidas (variables): ver foto: mayor período, mas brillante. A partir del brillo y se aplica una ley del inverso del cuadrado de la distancia. Una lamparita de 100 w que brilla 4 veces mas que otra igual, está dos veces mas cerca. Relación P-L.

• RRLyrae: tipo de variable pulsante que completa su período en pocos días. Razonamiento análogo a las cefeidas (P-L)

• Método Tully-Fisher: relación empírica entre la luminosidad de una galaxia espiral y la amplitud de su curva de rotación (‘ancho de linea espectral’ relacionado con la velocidad)

R R LyraeCefeidas:

Paralaje espectroscópica Tully - Fischer

2

)(4 2 rFrL ××= π

LUM

INO

SID

AD

5100

log5.2

−=−⇒=

×−=−

oo

oo

mmFF

FFmm

Magnitud aparente: Pogson

Se define en filtros U B V R I o bolometrica (integrada en todo el espectro)

Indice de Color:

cteFFVB

V

B +×−=− log5.2

cterFrL =××= )(4 2π

El vinculo de la magnitud aparente con la distancia se obtiene a partir de la relacionflujo - distancia

210)10(

)(

)10()(log5.2

⎟⎠⎞

⎜⎝⎛=

×−=−

rpc

pcFrF

pcFrFMmMagnitud absoluta M:

rMm 10log5×−=−⇒

Recordar para el resto de la vida !!!

TEM

PER

ATU

RA

S

3

DIA

GR

AM

A H

-R

RA

DIO

S

42 T R4πL σ××=

MASAS1

2

2

1

2

1

mm

VV

AA

==

2

321

21)(

PAAmm +

=+

KeplerSECUENCIA PRINCIPAL

=

SECUENCIA DE MASAS

ESPECTROS

4

CLASIFICACION ESPECTRAL

•Lineas presentes, ausentes, fuertes, debiles: Harvard(OBAFGKM)

•Perfil de las lineas: Yerkes (clases de luminosidad, I, II, III,IV,V)

COMPOSICION QUIMICA

•X=fraccion de H

•Y=fraccion de He

•Z=el resto “metales”

El rol de TDebilidad de H, hay poco y muchos metales ionizados?Abundancias RELATIVAS

Líneas moleculares

Acá le gusto al H, clasificaciónhistórica de Harvard

Sugerencia: ir comparando con transparencia siguiente

5

Clases de luminosidad

Cuando tenemos materia embebida en radiacion podemos definir:

•Temperatura efectiva (L,R)

•Temperatura de color (UBV)

•Temperatura cinetica (vel)

•Temperatura de excitación (lineas)

•Equilibrio termodinamico (equilibrio fotones-materia)

•OPACIDAD

Ejemplo: atmosfera terrestre invadida por radiacion solar e IR terrestre.

¿Por qué?

6

ESTR

UC

TUR

A

2

2

)(

)(

rdrdSrMG

rmrMGdSP

×××−

=Δ×

−=×Δ

ρ

2)(r

drrMGdP ××−=

ρ

ECUACION DE EQUILIBRIO

HIDROSTATICO

2)(r

drrMGdP ××−=

ρ

2

3

34

r

drrGdP

××−=

ρρπ

drrGdP ×××−=⇒ 2

34 ρπ

234 2

2 RGPP CentroSup ××−=− ρπ

Si suponemos densidadconstante:

¿Quién ejerce esta presion?

•Presión del gas (peso molecular medio)

•Presión de radiacion (fotones)

•Presión de gas degenerado (electrones)

Transformacion gamma - visible

ακρ11

==CLMLa OPACIDAD del medio esuna medida de la dificultadque experimenta la radiacion (fotones) en atravesarlo

7

SOL

Rotacion diferencial y actividad solar

8

INTERIOR

ATMÓSFERA

núcleozona radiativa

zona convectiva

fotósfera

cromósfera

coronaVIENTO SOLAR

EN

ER

GIA

9

Otros ciclos de energíaCiclo p - p …

007.0)4(=

ΔHm

m

2cm×Δ=ε

Fraccion de masa que se convierte en energia

Energia generada

Este es nuevo: CNO Otro:Triple alfa

10

LcMasaTnuclear

2)(1.0007.0 ×××=

EVOLUCION ESTELAREvolucion de la relacionH/He en el Sol

Sub-giant branch

11

Horizontal branch

El último descanso antes delfinal

12

Estrellas masivasNova

Nova Persei

O

SN I

Y después? T es tan alta que se separan los p, n y e:

fotodesintegración

Neutronización del núcleo

SN II

Sigue el colapso y…

13

Las estrellas de neutrones – Los púlsares …y otra mujer víctima de la ciencia …

ENANA BLANCA: sostenida por la presion del gas degenerado de electrones.

ENANA NEGRA: no emite nada.

Limite Chandrasekhar

Sostenida por presion de gas degenerado de neutrones

Limite Openheimer-Volkov

AGUJERO NEGRO: Vescape > c

Radio de Schwarzchild

OBJETOS COMPACTOS: NO HAY FUSION Objetivos•Entender :

•Las propiedades básicas que ‘definen’ una estrella•Concepto de magnitud aparente y absoluta•Clasificación espectral (Relación TE,color, temperatura)•Interpretación del diagrama HR•Tipos de espectros•Abundancias relativas en las estrellas•Generación de energía estelar•Estructura interna del Sol•Evolución y etapas finales de una estrella de una masa solar

Consignas (NO lista de preguntas de examen)La idea es ser capaces de responder de manera autocontenida y con los términos precisos las siguientes preguntas que son indicadores tentativos de la comprensión de los temas tratados. (Ver en transparencia anterior los Objetivos)

•¿Es posible estimar la temperatura, la masa, el radio, o el color de una estrella? ¿Podrías ejemplificar algún método? Ejemplo: relación M – L•¿Aplicarías el método de la paralaje para calcular la distancia a CUALQUIER estrella? ¿y Pogson?•¿Qué representan las líneas de absorción en un espectro estelar? ¿en que tipos espectrales hay líneas de emisión? ¿y moleculares?• Las estrellas tipo A : ¿no tienen hidrogeno? ¿o tienen poco?•¿Por qué el Sol es amarillo? Relación TE, temperatura, color.•¿Qué significa que una estrella esté en la SP del diagrama HR?•¿Qué mecanismos de producción de energía estelar conoces?•¿Cuál es la importancia del concepto camino libre medio en el interior solar? ¿Los neutrinos son un ejemplo típico?•¿Qué es la rotación diferencial solar y su relación con las manchas solares?•Ordena cronológicamente los siguientes eventos: secuencia principal – ZAMS –horizontal branch – nebulosa planetaria - flash de helio – enana blanca. ¿Entiendes que ocurre en cada caso?•¿Es lo mismo una nebulosa planetaria que una región de formación estelar?•Diferencias en las curvas de luz de una supernova tipo I y II