ESTRELLAS
Dr. Tabaré Gallardo
Instituto de Física - Dpto. de Astronomía
Facultad de Ciencias
Ciencias de la Tierra y el Espacio, 2003.
•Distancia, Luminosidad, Temperatura, Radio, Masa
•Espectros, composición
•Estructura
•Energía
•Evolución
•Estados finales (objetos compactos)
•Medio interestelar y origen de las estrellas
Métodos para medir las propiedades básicas de las estrellas
distancia midiendo paralaje
luminosidad
temperatura superficial
midiendo color o
radio
masa sistema binario
composición líneas espectrales - modelo
recibido2 F)(distancia4πL
maxcte/λT
42 T R4πL
p tan UA1
d
DISTANCIAS
cterFrL )(4 2LU
MIN
OS
IDA
D
5100
log5.2
oo
oo
mmF
F
F
Fmm
Magnitud aparente: Pogson
Se define en filtros U B V R I o bolometrica (integrada en todo el espectro)
Indice de Color:
cteFF
VBV
B log5.2
cterFrL )(4 2
El vinculo de la magnitud aparente con la distancia se obtiene a partir de la relacion flujo - distancia
210
)10(
)(
)10(
)(log5.2
r
pc
pcF
rF
pcF
rFMmMagnitud absoluta M:
rMm
10log5
TE
MP
ER
AT
UR
AS
DIA
GR
AM
A H
-R
Comparacion de Flujo emitido
RA
DIO
S42 T R4πL
MASAS
1
2
2
1
2
1
mm
VV
AA
2
321
21
)(PAA
mm
SECUENCIA PRINCIPAL
=
SECUENCIA DE MASAS
ESPECTROS
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”
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?
ES
TR
UC
TU
RA
2
2
)(
)(
rdrdSrM
G
rmrM
GdSP
2
)(r
drrMGdP
ECUACION DE EQUILIBRIO
HIDROSTATICO
2
)(r
drrMGdP
2
3
34
r
drrGdP
drrGdP 2
34
234 2
2 RGPP CentroSup
Si suponemos densidad constante:
Quién soporta esta presion?
•Presion del gas (peso molecular medio)
•Presion de radiacion (fotones)
•Presion de gas degenerado (electrones)
transformacion gamma - visible
11 CLM
La OPACIDAD del medio es una medida de la dificultad que experimenta la radiacion (fotones) en atravesarlo
SOL
Rotacion diferencial y actividad solar
INTERIOR
ATMÓSFERA
núcleo
zona radiativa
zona convectiva
fotósfera
cromósfera
coronaVIENTO SOLAR
Con
dici
ones
en
el c
entr
o
EN
ER
GIA
007.0)4(
Hm
m
2cm
Fraccion de masa que se convierte en energia
Energia generada
Li, Be, B
LcMasa
Tnuclear2)(1.0007.0
EVOLUCION ESTELAR
Evolucion de la relacion H/He en el Sol
Supernova
Estrella de rayos x
ENANA BLANCA: sostenida por la presion del gas degenerado de electrones. Enrojecimiento gravitacional.
ENANA NEGRA: no emite nada.
Limite ChandrasekharESTRELLA DE NEUTRONES: proceso URCA
(Z,A)+e = (Z-1,A) + neutrino
Sostenida por presion de gas degenerado de neutrones
Limite Openheimer-Volkov
AGUJERO NEGRO: Vescape > c (Gamma Ray Burst)
Radio de Schwarzchild
OBJETOS COMPACTOS: NO HAY FUSION
Radiacion de Hawking
VARIABLES
• Pulsantes (G, SG): Mira, Cefeidas, Lyra• Eruptivas (binarias proximas): flares, TTauri,
novas, supernovas• Eclipsantes• Rotantes: manchas, fuertes campos
magneticos
FINAL DEL SOL