La Energía del Sol y las Estrellas Gregorio José Molina Cuberos

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La Energía del Sol y las
Estrellas
Gregorio José Molina
Cuberos
Ȱ
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Preguntas y respuestas
• ¿Qué es el sol?
• ¿Cómo se formó?
• ¿De qué está hecho el sol?
• ¿Fuente de energía?
• ¿durará toda la vida?, ¿se apagará?, ¿qué pasará entonces?
• ¿son todas las estrellas iguales?
• ¿dónde están las estrellas?, se agrupan en “ciudades” o prefieren ser
solitarias
2
Índice
• Los átomos.
• Qué son, cuantos hay, los
elementos
• El sol
• Origen, propiedades,
estructura interna y
externa, ciclos
• La luz
• Espectro electromagnético,
luz y estrellas, clasificación
de estrellas, espectro de
radiación solar
• La Energía del sol
• Fusión y fisión nuclear
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• Glosario de estrellas
• Estrellas y planetas, tipos de
estrellas, fases en la evolución
del sol y estrellas gigantes.
• Diagramas HR
• Distancia entre estrellas
• Paralaje, brillo y distancia, las
estrellas más cercanas, el sol
en la galaxia.
• Diámetro estelar
• Desde las más pequeñas hasta
las más grandes
• Estrellas binarias
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Las estrellas están compuestas por átomos
Atomo = la unidad más pequeña de materia mantiene su identidad o sus
propiedades, y que no es posible dividir mediante procesos químicos
• Todo está compuesto por átomos:
• El sol, las estrellas, la tierra, el mar,
el aire, las personas, las cosas, …
• ¿Cómo son los átomos?
• Nadie los ha visto ….
• Bueno, casi se han visto 
• La imagen no es un panal de abejas,
es la primera vista cercana de una
sola molécula que los científicos de
IBM han logrado usando un
microscopio de fuerza atómica
(AFM). Se aprecian los enlaces
• Esquema químico habitualmente
usado para representarla.
• Acértamos !!!
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Cómo son los átomos
• Partes del átomo:
• Núcleo – formado por
• protones (carga positiva)
• neutrones (carga cero)
• Corteza – formado por:
• electrones (carga negativa)
• El átomo está hueco:
• Si el átomo fuera del tamaño de un estadio:
1 Angström = 10-10m =
0.000000000001 m (10 ceros)
• Núcleo sería una canica en el centro
• Electrones partículas de polvo
• Los átomos se agrupan en “elementos”, que son átomos con el mismo número
de protones.
• Eso de elementos … si que hemos oído hablar de ellos:
• Hierro, azufre, oxígeno, plomo, agua…,
• bueno, agua NO, eso es una molécula. Molécula = agrupación de elementos
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Número de
protones
Masa
Símbolo
Nombre
• la Tabla periódica de elementos clasifica, organiza y distribuye los
distintos elementos químicos, conforme a sus propiedades y
características.
¿Qué elementos constituyen
al Sol?, ¿y el Universo?,
¿y la Tierra?
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Universo
Sol
Tierra
• El Universo y el Sol están compuestos principalmente de H y He
• La Tierra está compuesta de elementos más pesados:
O, Si, Al, Fe, Ca, Na, K. …
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Índice
• Los átomos.
• Qué son, cuantos hay, los
elementos
• El sol
• Origen, propiedades,
estructura interna y
externa, ciclos
• La luz
• Espectro electromagnético,
luz y estrellas, clasificación
de estrellas, espectro de
radiación solar
• La Energía del sol
• Fusión y fisión nuclear
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• Glosario de estrellas
• Estrellas y planetas, tipos de
estrellas, fases en la evolución
del sol y estrellas gigantes.
• Diagramas HR
• Distancia entre estrellas
• Paralaje, brillo y distancia, las
estrellas más cercanas, el sol
en la galaxia.
• Diámetro estelar
• Desde las más pequeñas hasta
las más grandes
• Estrellas binarias
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El Sol. Algunas propiedades
Corona solar fotografiada
durante un eclipse solar
• Gran bola de plasma, compuesta de H, He.
• Fuente principal de energía en el Sistema Solar
• Obtiene su energía de fusionar H en He
• Representa el 99.8% de la masa del sistema solar
• Es un plasma, no está sólido
• Temperatura interior = 15.6x106 K, Pres = 256x109 atmós.
Imagen solar (SOHO)
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¿De dónde viene el sol?
• El sol, como la vida misma, sigue una estructura cíclica: nace, crece, se
desarrolla, mure …., pero de sus desechos vuelve a nacer un nuevo sol …
• Lo veremos en detalle en próximas charlas
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El Sol. Estructura
•
Posee una estructura en capas esféricas
1. Núcleo
2. Zona radiante
3. Zona convectiva
4. Fotosfera
5. Cromosfera
6. Corona
7. Mancha Solar
8. Gránulos
9. Prominencia
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Estructura interna.
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• Núcleo.
Mide 20-25% del diámetro solar,
Unas 150 más pesado que el agua,
Temperatura = 15 millones
(en la superficie es menor,5 800)
Se produce la “Fusión nuclear”
No es visible
• Zona radiativa
25%-70% del diámetro
Temperatura ~2 – 7 millones K
Transmisión energía
electromagnética
• Zona de Convección
70% del diámetro hasta
superficie
Flujos o movimiento de materia
Dejan marcas en la superficie las:
Granulaciones
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Estructura externa.
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• Fotosfera
• Atmósfera
Es la parte visible del sol
La parte por encima de la fotosfera
Mide unos cientos de km
Tiene cinco partes (cromosfera, corona,
Temperatura = 5 800 K.
heliosfera …)
Se detectó un nuevo elemento “Helio”
Se observa fácilmente durante los
eclipses de sol (en este caso la corona)
Estructura externa. Protuberancia
solar
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• Protuberancia solar formada por
enormes nubes de gas inflamado e
incandescente a una temperatura de
entre 10.000 y 20.000 K.
• Los campos magnéticos de la capa baja
de la atmósfera solar hacen estallar
estas nubes calientes, que también se
presentan en forma de bucles, de
chorros y de arcos.
• Suelen durar menos de un día.
• Las erupciones solares más potentes
emiten partículas que pueden alcanzar
a La Tierra, afectar satélites y son una
amenaza para viajes tripulados fuera
de la magnetosfera terrestre.
• No se conoce el origen y la naturaleza
de las erupciones solares.
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El Sol y sus cambios
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• Cuando se observa al sol con las precauciones apropiadas
se pueden apreciar las “manchas solares”
• Mancha solar es una zona oscura con gran
actividad magnética.
• El número de manchas no es constante,
varía en un ciclo de 11 años: “Ciclo solar”
• El número de manchas está relacionada con
la actividad solar:
• Poco activo => pocas manchas => menos luminoso
• Muy activo => muchas manchas => más luminoso
• La luminosidad se relaciona con la
energía que emite, con la que llega
a la Tierra y afecta al clima
• Entre 1650 y 1700 ocurrió la
“Pequeña edad del Hielo”
• Podría tener fluctuaciones de
entre 41 000 y 100 000 años =>
explicaría las glaciaciones
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Estudiando la luz del sol …
• La luz blanca al pasar por el agua de lluvia (o por un prisma) forma un arco iris.
• Se debe a que la luz blanca es la suma de todas esas luces
• Los científicos utilizan prismas para medir las propiedades de ese ”arco iris”
• Si hacemos pasar la luz del sol, o de las estrellas, por un prisma, podemos
estudiar su espectro electromagnético.
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Espectro estelar. Las estrellas son
distintas!!!!
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• A finales del siglo XIX se pudo medir los espectros de las estrellas más
brillantes y se pone en evidencia la existencia de distintos tipos de estrellas
• Los espectros se diferencian por la existencia de
• Las líneas de absorción (líneas negras)
• Líneas de emisión (mayor cantidad de luz en determinadas líneas)
• Nos informan sobre composición y temperatura de la estrella
Espectros de estrellas
observadas por Padre Angelo
Secchi. Se identifican cuatro
tipos espectrales
1. Sol
2. Sirius
3. alfa- Orión
4. alfa- Hércules
Clasificación estelar por el tipo
Espectral
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• Clasificamos las estrellas según su “tipo espectral estelar”.
• La masa, radio y luminosidad en proporción al Sol.
• El sol es una estrella de tipo G2
• Estrellas Grandes => Mayor luminosidad => Mayor temperatura.
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• Relación entre tipo espectral y tamaño de las estrellas.
• El sol es G2, estrella mediana amarilla
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Espectro de radiación.
•
La radiación solar es el conjunto de radiaciones emitidas por el sol.
•
La máxima cantidad de luz la emite en el visible, es !!!!amarilla!!!
•
También emite luz no visible (ultravioleta e infrarrojo).
•
Parte de su energía es absorbida (capa de ozono y otras) y no llega al suelo
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Fusión nuclear: La energía de las
estrellas.
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• La fusión nuclear es la fuente de energía de
las estrellas.
• Los átomos se unen generando uno distinto
y liberando energía en gran cantidad
• Es necesario vencer las repulsiones
eléctricas, por lo que requiere
temperaturas muy altas
• En el sol (10 millones K) el hidrógeno se
fusiona para producir Helio
4 1H
-> 2 2H + 2e+ + 2 neutrinos
2 1H + 2 2H -> 2 3He +
2 3He
->
4He
+ 2 gamma
+ 2 1H
_________________________________
4 1H
-> 4He +
…
• Es necesario una masa > 0.01 la del sol
La reacción: protón-protón es el
principal proceso para quemar H
en el interior del Sol
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Quemar Helio. Un poco más difícil
• Mediante los procesos alfa las
estrellas convierten helio en
elementos más pesados, como
berilio o carbono
• Es necesario:
• Núcleos evolucionados (que han
quemado el hidrógeno)
• Temperaturas de 100 millones K.
• Entre 0.5 y 10 masas solares
• El proceso sigue … y sigue … y sigue …
• Pero son necesarias temperaturas más y más altas
• Qué únicamente se dan en estrellas grandes
• .
• .
• Si la estrella es lo suficientemente grande
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Elementos más pesados.
•
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Tras consumir el H, el núcleo de las estrellas masivas produce elementos más pesados:
He 
 C 
 O
•
•
•
•
Una vez consumidos, el núcleo de C y O se contrae y calienta hasta que puede continuar
el proceso de fusión, produciendo Ne, Mg, Si y S.
También Si y S fusionan para formar Fe, Ni y otros elementos.
La estructura de la estrella presenta distintas capas, con Fe en el núcleo y capas
superpuestas de elementos más ligeros.
El elemento más estable es 57Fe
Fisión nuclear. La energía de las
centrales
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• La fisión nuclear consiste en dividir un átomo
pesado en otros más ligeros liberando energía.
• Se produce producir bombardeando un núcleo
fusionable: uranio-235 + neutro -> uranio236
• Uranio236 es inestable, partiéndose en dos
átomos, emitiendo neutrones y produce energía
uranio-236 -> Kripton92 + Bario141 + 3 neutr.
• Los productos Kr92 y Ba141 pueden ser
radiactivos, se pueden dividir …
• El “Hierro” marca la división entre fusión y
fisión:
• Elementos más pesados => se fisionan
(rompen)
• Elementos más ligeros => se fusionan
Fisión nuclear en un
átomo de 235U
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Índice
• Los átomos.
• Qué son, cuantos hay, los
elementos
• El sol
• Origen, propiedades,
estructura interna y
externa, ciclos
• La luz
• Espectro electromagnético,
luz y estrellas, clasificación
de estrellas, espectro de
radiación solar
• La Energía del sol
• Fusión y fisión nuclear
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• Glosario de estrellas
• Estrellas y planetas, tipos de
estrellas, fases en la evolución
del sol y estrellas gigantes.
• Diagramas HR
• Distancia entre estrellas
• Paralaje, brillo y distancia, las
estrellas más cercanas, el sol
en la galaxia.
• Diámetro estelar
• Desde las más pequeñas hasta
las más grandes
• Estrellas binarias
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Glosario de estrellas (I)
•
Estrella: esfera de plasma
autogravitante, en equilibrio
hidrostático, que genera energía en
su interior de manera sostenida
mediante reacciones
termonucleares.
•
Planeta: cuerpo celeste que:
i) Orbita alrededor del Sol.
ii) Tiene suficiente masa para que
su gravedad supere las fuerzas
del cuerpo rígido, de manera que
asuma una forma en equilibrio
hidrostático (~esférica).
iii) Ha limpiado la vecindad de su
órbita.
•
Objeto protoestelar => Antes de
que se forme la estrella, fase activa
y convulsa
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Glosario de estrellas (II)
• Secuencia principal => Sol, ahora, en este
momento (y muchas otras estrellas)
• Enana marrón => (M<0.08Msol), no alcanza la
masa suficiente para quemar H
• Enana roja => 0.08<M<0.8. Estrellas más
pequeñas, muy abundantes y larga vida.
• Enana amarilla => El sol
• Gigante: blanca, azul, amarilla. => Muy
luminosa, más grande que el sol
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Glosario de estrellas (III)
Evolución de estrella tipo Sol.
• Protoestrella => Etapa inicial antes de que se forme la estrella
• Enana amarilla => Fase estable del sol
• Gigante roja => Estrella que ha consumido todo el hidrógeno (quema He)
• Nebulosa planetaria =>Expulsión de material formando un cascarón
alrededor de la estrella
• Enana blanca => Última fase en una estrella, se enfría porque ha quemado
todo su combustible
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Glosario de estrellas (IV)
Evolución de estrella masiva (M> 1.4 Msol)
• Protoestrella => Etapa inicial antes de que se forme la estrella
• Gigante azul => Fase estable, en el caso de estrellas muy masivas
dura muy poco tiempo.
• Supernova => Que colapsa y explota expulsando el material. Durante
esta fase se producen elementos inestables
• Estrella de neutrones =>”Superdensa”, restos de una explosión de
supernova
• Agujero negro=> Resto de la explosión de una estrella de gran masa.
La luz no escapa
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mucho
Diagramas HR
Supergigantes
Luminosidad (unidad solar)
Gigantes
poco
Enanas
blancas
alta
Temperatura
baja
• Las fases evolutivas de una estrella se describen por su posición en el diagrama HR
• Se puede considerar el diagrama HR como la tabla periódica de las estrellas.
• Las estrellas en la misma región tienen las mismas propiedades (brillo, masa, vida
media, temperatura, radio, etc). Las estrella evolucionan y cambian su posición.
• Es una herramienta básica que los astrónomos usan para clasificar las estrellas.
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Diagramas HR y Evolución de estrellas
•
Diagramas de evolución de distintas estrellas.
•
Las estrellas grandes (Msol=60) siempre tienen alto brillo
•
Durante su vida las estrellas aumenta de luminosidad y disminuye su temperatura
=> se hacen más grandes y queman elementos menos eficientes
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Índice
• Los átomos.
• Qué son, cuantos hay, los
elementos
• El sol
• Origen, propiedades,
estructura interna y
externa, ciclos
• La luz
• Espectro electromagnético,
luz y estrellas, clasificación
de estrellas, espectro de
radiación solar
• La Energía del sol
• Fusión y fisión nuclear
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• Glosario de estrellas
• Estrellas y planetas, tipos de
estrellas, fases en la evolución
del sol y estrellas gigantes.
• Diagramas HR
• Distancia entre estrellas
• Paralaje, brillo y distancia, las
estrellas más cercanas, el sol
en la galaxia.
• Diámetro estelar
• Desde las más pequeñas hasta
las más grandes
• Estrellas binarias
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Distancia entre estrellas. Medición

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Estimar distancias usando los dos ojos.

Dos observadores ven al objeto
O en posiciones distintas
Permite medir la distancia de la Luna, y
planetas.
Paralaje lunar. Se muestra la posición
aparente de la Luna respecto a las Pléyades
vista desde: Polo norte, Polo sur, Ecuador 0º
longitud y Ecuador 180º longitud
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Buscando paralaje en estrellas
Determinar la distancia entre estrellas es más
difícil …

Es necesario buscar:





estrellas de referencia “muy lejos”

estrellas “muy cercanas” para medir

Lugares observación muy lejos
Parsec => distancia a la que hay
un paralaje de 1”.
1 parsec = 3.26 años luz
1 año luz = 10 billones km (12
ceros)
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El brillo y la distancia …




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Brillo intrínseco => Cantidad de luz emitida por una estrella, depende
de su tamaño de su masa y de su edad.
Brillo aparente => Cantidad de luz que recibimos al observarla.
Depende del brillo intrínseco y de la distancia. Cuanto más alejada
menos intenso es su brillo aparente
Conociendo su brillo aparente (se mide) y su brillo intrínseco
(por otras técnicas) podemos calcular la distancia.
Algunas estrellas tienen un brillo no constante, cambia cíclicamente, son las estrellas variables.
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Midiendo estrellas más lejos ...


El paralaje estelar no funciona con estrellas lejanas … es necesario
una nueva regla de medida.
Henrietta Swan Leavitte (1908) encontró la
vara de medida:

Mayor brillo => mayor periodo.

Midiendo periodo => conozco el brillo.

Brillo + masa (se mide aparte) =>
!!! puedo saber la distancia ¡¡¡
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Las estrellas más cercanas. Menos de 12.5 años luz


Número de estrellas en un radio de 12.5 a.l. = 33
La mayoría de las estrellas a esta distancia son enanas rojas (m < Msol),
de hecho el 80% de las estrellas del Universo son enanas rojas, como
“Proxima Centauri”, la estrella más cercana
37
Menos de 250 años luz


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Número de estrellas en un radio de 250 a.l. = 260 000
Se muestran la 1500 estrellas más luminosas. Todas son más luminosas que el Sol y
muchas se puede observar a simple vista. Aproximadamente 1/3 de las estrellas
visibles están a esta distancia
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Menos de 5000 años luz. El brazo de Orión


Número de estrellas en un radio de 5000 a.l. = 600 millones
Mapa de una de las puntas de la Vía Láctea. El sol está ubicado en uno de los brazos de
orión. Las estrellas visibles mostradas son gigantes o supergigantes y la mayoría se
encuentran en la costelación de Orión
39
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El Universo en un radio de 50 000 a.l.


Número de estrellas en un radio de 50 000 a.l. = 200 mil millones
Mapa de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Una galaxia espiral acompañada de la galaxia
enana de Sagitario, que está siendo engullida por la nuestra. El sol se encuentra a
26 000 años luz del centro galáctico
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Diámetro estelar (I)
• La distancia complica la labor de medir el diámetro (excepto el sol).
• Son necesarios grandes telescopios, en órbita o técnicas de interferometría
para medir el diámetro. En general se usan técnicas indirectas.
• El tamaño varía desde estrellas de neutrones (3 km) hasta supergigantes
Júpiter, Wolf359, Sol y Sirio
Sirio, Pollux, Arturus, Aldebarán
• Aldebarán (alfa-Tauro) es una gigante naranja es una de las estrellas más
brillantes del cielo. Tiene una masa 1.7 la del sol y un radio 44 veces mayor
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Diámetro estelar (II)
42
• Aldebarán no es la mayor de las estrellas …
• Betelgeuse, es una
gigante roja de unas 20
la masa solar y un radio
900 veces mayor.
Aldebarán, Rigel, Antares, Betelgeuse
• VY Canis Majoris es una
hipergigante roja, la
más grande y luminosa
localizada hasta la
fecha. Su tamaño se
podría extender más
allá de la órbita de
Betelgeuse, Mu Cefei, VV Cefei A, VY Canis Majoris Saturno (según
autores)
Índice
• Los átomos.
• Qué son, cuantos hay, los
elementos
• El sol
• Origen, propiedades,
estructura interna y
externa, ciclos
• La luz
• Espectro electromagnético,
luz y estrellas, clasificación
de estrellas, espectro de
radiación solar
• La Energía del sol
• Fusión y fisión nuclear
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• Glosario de estrellas
• Estrellas y planetas, tipos de
estrellas, fases en la evolución
del sol y estrellas gigantes.
• Diagramas HR
• Distancia entre estrellas
• Paralaje, brillo y distancia, las
estrellas más cercanas, el sol
en la galaxia.
• Diámetro estelar
• Desde las más pequeñas hasta
las más grandes
• Estrellas binarias
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Estrellas binarias.
• Una estrella binaria es un sistema
compuesto de dos estrellas que orbitan
mutuamente alrededor de un centro de
masas común.
• Un sistema múltiple está formado por más
de dos estrellas (también se suelen
denominar binarios).
• En muchas ocasiones las binarias se
encuentran a distancias tan cortas que
marcan su evolución. Esos sistemas
evolucionan entonces como un todo,
creando objetos que de otra forma serían
imposibles.
• Los sistemas binarios pueden ser:
• Visuales, eclipsantes, astrométricas y
espectroscópicas
Imagen del sistema binario
Sirio, formado por Sirio A y
Sirio B (abajo a la izquierda)
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Binarias visuales
45
• Aquellas que se pueden encontrar con los
telescopios ordinarios. En este tipo de
binarias ambos componentes son visibles en
la imagen .
• Estas binarias, a pesar de su fácil
observación, no suelen ser tan fáciles de
detectar
• OJO, nos pueden engañar:
• Periodos orbitales de cientos de años
• Cercanía óptica, pero no real
• Trayectorias independientes cruzadas
• Para detectarla es necesario estudiarlas
durante años!!
• Proporcionan información valiosísima para
determinar la masa
Albireo se consideró
inicialmente binaria óptica,
se ha comprobado que son
un sistema estelar
verdadero.
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Binarias eclipsantes
• Periódicamente una estrella pasa por delante de la otra.
• Se pueden observar cuando sus órbitas están alineadas con la nuestra.
• Experimentalmente se detecta disminuciones regular en la luz.
• OJO:
• Podemos confundirlas con estrellas variables, por lo que hay que
analizar en detalle las caídas de luz.
• Proporcionan información sobre la masa (como las anteriores) e
información extra del espectro de luz (composición).
• Durante el eclipse se puede estudiar su atmósfera.
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La próxima clase:
EVOLUCIÓN ESTELAR.
•

Ȱ
.
47
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Gracias por su atención
Ȱ
48