Clase 017

Temario
• Distancias
• Movimientos y tiempos
• La Radiación
• Los Planetas
• Las Estrellas
• Las Galaxias
• El Universo
FIA 0111- Astronomia
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Clasificación espectral
Temperaturas
Distancias
Radios
Masas
Dante Minniti (
¿Qué es el
diagrama
HR?
FIA 0111 - Abril 2009
Dante Minniti
Diagrama Hertzsprung-Russell
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Plano teórico: diagrama H-R
Plano Observacional: diagrama colormagnitud.
 Estrellas brillantes hacia arriba.
 Estrellas más calientes hacia la
izquierda.
 Secuencias





principal
gigantes rojas
rama horizontal
enanas blancas
La posición de una estrella en una
secuencia o rama tiene relación con
su estado de evolución.
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Dante Minniti (
Tamaños
estelares en el
diagrama H-R
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Polvo Interestelar
Efectos observacionales:
enrojecimiento
absorción
polarización
Problema para la determinación de distancias!
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Determinación de Distancias
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Las estrellas están muy muy lejos. Cómo podemos medir sus
distancias?
Las medidas más directas son las geométricas
 Paralaje
 Sólo aplicable a estrellas cercanas
 Por ejemplo, los griegos desecharon la teoría heliocéntrica porque
no detectaban paralajes estelares. Tycho se dio cuenta que esto
se debe a que las estrellas están muy lejos.
Las medidas indirectas se hacen usando comparaciones y
calibraciones.
 Comparando brillos de estrellas similares
 Usando estrellas variables
 Son aplicables a gran distancia, aunque menos precisas
 Son los primeros escalones de la escala de distancias
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Dante Minniti (
Paralajes Estelares
La órbita de la Tierra alrededor del
Sol provee la base de un
triángulo con vértice en la
estrella, que se puede usar para
medir distancias.
Definimos ángulo de paralaje p
usando el triángulo.
Ese ángulo p es muy pequeño.
Cuando p=1”, la estrella está a 1
parsec (PARallax SECond):
1 pc = 206265 UA = 3.26 ly
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Paralajes de estrellas cercanas
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Los ángulos de paralajes son muy pequeños porque las estrellas
están muy distantes.
Por ejemplo, para Próxima Cen, la estrella más cercana, se mide:
p=0.75 arcsec.
Esto nos da una distancia de d = 1/p = 1.3333pc = 275000 AU =
4.3 ly.
El límite de los telescopios terrestres es p>0.01arcsec, o sea que
estamos limitados a las estrellas con d<100pc.
La misión espacial Hipparcos midió paralajes precisas hasta d <
500 pc.
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Diagrama HR de Hipparcos
Perryman 1997
El satelite Hipparcos
midió paralajes
(distancias) precisas
=> magnitudes
absolutas y
luminosidades de
10793 estrellas.
Para la vecindad
solar se construyó el
mejor diagrama HR
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Determinación de M, R, t, Q
Además de la T y L, que otros parámetros físicos caracterizan
una estrella?
• La composición química
• La edad
• La masa
• El radio
Estos parámetros pueden ser medidos mejor para:
• estrellas cercanas,
• estrellas variables,
• estrellas de cúmulos,
• estrellas binarias.
En general la mayor incerteza está introducida por la distancia. Si
ésta tiene un gran error, los parámetros estelares son inexactos.
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Determinación de Masas
Las masas pueden ser medidas directamente en sistemas binarios
usando la 3a ley de Kepler.
El rango de masas estelares normales
en la secuencia principal es:
0.08 M < M < 100 M
Estrellas menos masivas no alcanzan
a producir fusión de H en el núcleo.
Estrellas más masivas son inestables.
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Determinación de Masas
Las masas de las estrellas son importantes porque para una estrella
aislada, su duración y evolución depende sólo de su masa inicial.
Aproximadamente: tiempo de vida = masa total / luminosidad
Las masas se determinan al momento de nacer.
Sin embargo, una estrella puede perder masa durante su evolución.
O puede adquirir masa si se encuentra en un sistema binario.
Para estrellas de la secuencia principal
existe la relación masa-luminosidad, donde
a mayor masa, mas luminosidad.
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Determinación de Radios
Para el Sol se mide un diámetro angular de α = 0.533° = 1920” o sea
para una distancia de 1AU = 150x106 km equivale a: D= 1.4x106 km.
Para la estrella más cercana Próxima Cen a 1.3 pc el diámetro angular
sería tan pequeño que es imposible de medir.
Betelgeuse es la 2a estrella en el cielo de diámetro aparente más grande
después del Sol, y mide α = 0.05”.
Los radios de estrellas más distantes
pueden ser medidos usando estrellas
binarias, interferometría o fotometría
infrarroja.
Para una dada luminosidad, el radio
determina la temperatura superficial de
la estrella.
Para una dada masa, el radio determina
la gravedad de la estrella y su densidad
media.
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Determinación de Radios
El rango de radios estelares
para estrellas de secuencia
principal es:
0.1 R < R < 25 R
Sin embargo, el radio cambia
durante la evolución de una
estrella como el Sol: las
estrellas enanas blancas
pueden tener <0.1
R, y las
estrellas supergigantes pueden
llegar a tener
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>1000 R
Dante Minniti (
Estrellas
binarias:
laboratorios
especiales
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Dante Minniti
Estrellas Binarias
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Las binarias son estrellas formadas
juntas y que están ligadas
gravitacionalmente, girando una en
torno a otra. Estas estrellas permiten
el estudio de evolución estelar, y la
medición directa de parámetros
fundamentales como radios y masas
estelares.
Las estrellas binarias eclipsantes
son estrellas cuyo plano de la órbita
es paralelo a nosotros, y por lo tanto
se ocultan al pasar una delante de la
otra.
Dante Minniti (
Efecto Doppler
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Efecto Doppler observado
en estrellas binarias.
Se invierte la posición de
las líneas como resultado
del movimiento orbital.
Podemos saber que es
una binaria, aunque no se
vea la compañera.
Podemos medir períodos,
semiejes, y hasta masas
en algunos casos.
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Dante Minniti (
Efecto Doppler
Estrellas Binarias
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Las estrellas binarias se clasifican de
acuerdo a su separación en:
 Separadas o fuera de contacto.
 Semi-contacto (Algols): hay
transferencia de materia de una
estrella a otra.
 Contacto (WUMas): estrellas
unidas de períodos muy cortos, con
intercambio de materia, y
temperatura común.
Lóbulo de Roche es el radio límite fuera
del cual una estrella binaria comienza a
transferir masa.
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Estrellas Binarias Eclipsantes
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Existen casos especiales en donde hay transferencia de materia entre las
estrellas de la binaria (una se “come” a la otra).
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Dante Minniti (
Estrellas Binarias Eclipsantes
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