ESTRELLAS Dr. Tabaré Gallardo Instituto de Física - Dpto. de Astronomía Facultad de Ciencias Ciencias de la Tierra y el Espacio, 2003.

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