clasificacion de estrellas lonnie pacheco
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CLASIFICACION DE ESTRELLAS
Lonnie Pacheco
Esta conferencia llega a Usted gracias a
www.astronomos.org
El primero en intentar una clasificación estelar fue Hiparco (190 a.C.)
Su idea fue diferenciar a las estrellas según su brillo, y las ordenó por “magnitud”, empezando por las 20 más brillantes
Till Credner y Sven Kohle
Hiparco estableció 6 órdenes de magnitudmagnitud 1 = + brillante, magnitud 6 = - brillante
Magnitud 1
Magnitud 2
Magnitud 3
Magnitud 4
Magnitud 5
Magnitud 6Till Credner y Sven Kohle
Cuando en 1609 Galileo apuntó su telescopio hacia las estrellas, aparecieron astros de magnitud menor (7, 8, 9, etc)
Aún antes, y sin afán de clasificar, las estrellas ya habían recibido nombres propios en base a su aspecto o color.
Antares
Regulus
John Chumack
Regulus
Algol
Mira
Hillary Mathis, .A.Sharp/ OAO/AURA/ SF
¿De dónde obtienen su color las estrellas?
CLASIFICACION ESPECTRALCLASIFICACION ESPECTRAL
Nacimiento de la espectroscopía
En 1665 Newton dedicó gran parte de su tiempo al estudio de la Luz
Newton demostró que un prisma podía descomponer un rayo de luz solar blanca en diferentes colores
Los colores que el prisma separaba eran los mismos que se observan en el Arcoiris y aparecían en el mismo orden
Los colores que el prisma separaba eran los mismos que se observan en el Arcoiris y aparecían en el mismo orden
La banda multicolor que resulta de la descomposición de la luz recibió el nombre de “espectro”
Un espectro sin interrupciones se llama Espectro Continuo
Cualquiera que se exponga a la luz blanca del Sol, sentirá calor después de unos instantes
Si una persona viste ropa negra, la absorción de la luz solar será mayor y sentirá más calor (por eso en verano se usan colores claros)
En 1800 William Herschel realizó un experimento: pintó de negro un termómetro y lo expuso a los rayos de Sol.
La temperatura ascendió rápidamente
¿Pero...qué pasará si el termómetro recibe sólo una
parte del espectro parte del espectro solar?
Herschel tomó la temperatura del espectro, colocando un termómetro en cada color y observando la reacción del mismo
Cuando un termómetro fue situado fuera del espectro, a un lado del rojo...¡Su temperatura se incrementó!
Herschel descubrió que el Sol también emitía luz no visible. Por su aparición al lado del rojo, se le llamó luz infrarroja
En 1801 Johann Wilhelm Ritter descubrió otra forma de luz no visible, más allá del violeta. Hoy la llamamos radiación UltraVioleta (UV)
Johann Wilhelm Ritter
El Espectro visible e invisibleconstituye el Espectro Electromagnético
En 1802 William Wollaston observó que el espectro de la luz solar no era continuo, pues era interrumpido por una serie de líneas oscuras
William Wollaston
En 1814, Joseph Fraunhofer hizo un estudio similar e identificó una gran cantidad de líneas oscuras en el espectro del Sol
En 1814, Joseph Fraunhofer hizo un estudio similar e identificó una gran cantidad de líneas oscuras en el espectro del Sol
Joseph von Fraunhofer
Fraunhofer clasificó alrededor de 600 líneas oscuras
N.A.Sharp, NOAO/NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF
Fraunhofer observó que las líneas no aparecían al azar. Su ubicación en el espectro era específica y registró la posición
de más de 300 de ellas
Joseph von Fraunhofer
En 1861 William Huggins demostró que podía reproducir estas líneas sobre una fuente de luz utilizando elementos conocidos
Los distintos elementos absorbían determinados colores del espectro. Así, se les llamó “líneas de absorción”
Magnesio
Sodio
Oxígeno
Para sorpresa de muchos, las líneas de absorción demostraban que el Sol estaba hecho de materia común y corriente
Para sorpresa de muchos, las líneas de absorción demostraban que el Sol estaba hecho de materia común y corriente
Cuando llegó el turno a las estrellas, sus espectros también presentaron líneas de absorción, pero en patrones muy variados
SIRIUS
BETELGEUSE
Así, inició la clasificación espectral de las estrellas
En 1872 Henry Draper registró fotográficamente el primer espectro de una estrella –además del Sol: Vega
Henry Draper
Además de Draper, Edward Pickering tenía un profundo interés en los espectros estelares y propuso una clasificación espectral ordenada
alfabéticamente. (A-Q)
Los resultados aparecieron publicados en 1890, pero luego reordenaron la secuencia.
El legado de Draper pasó a manos del Observatorio de Harvard, donde –al lado de Pickering- Annie Jump Cannon clasificó de 1918 a 1924
¡más de 450,000 estrellas!
Annie Jump Cannon
Observatorio de Harvard
Los resultados se publicaron como el Catalogo Henry Draper, con el registro espectral de todas las estrellas hasta magnitud 9
Annie Jump Cannon
Catalogo Henry Draper
Annie Jump Cannon simplificó la clasificación espectral de las estrellas en 7 tipos: O, B, A, F, G, K, M
Para recordar la secuencia se aplica la nemotecnia:Oh, Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me
Claro que cada persona puede armar su propia frase, como:Osama BinLaden Adora Formar Gente Kamikaze Musulman
[autor: David Licona Quintanilla]
Visite http://www.powerhouseanimation.com/wos.html
Además de su espectro, las estrellas mostraban una variedad de colores, desde el rojo hasta el azul
ALDEBARAN
CASTOR
SIRIUS
BETELGEUSE
En 1893, el físico alemán Wilhelm Wien descubrió que existía una relación entre la temperatura de un objeto caliente y su color
A medida que la temperatura aumentaba, la longitud de onda más emitida disminuía
Antares
Para cuando Annie Jump Cannon había terminado la clasificación espectral, no había dudas: los colores de las estrellas estaban
relacionadas con su temperatura
Regulus
Así, una estrella roja es “fría” y una azul, caliente
Así, el orden que Annie Jump Cannon dio a la Clasificación Espectral depende de la temperatura
30,000°
3,000°
CALIENTE
EXTRAORINARIAMENTE CALIENTE
FRIO
EXTRAORINARIAMENTE FRIO
Este esquema se basa en la temperatura superficial de la estrella y no tiene relación directa con su masa, luminosidad, o composición
Sin embargo, es una referencia para conocer el resto de la estrella
RadioMessier 87/ Very Large Array
60°K
RADIO LUZ BLANCAIR UV RAYOS X GAMMA
IR2 Micron All Sky Survey
600°K
RADIO LUZ BLANCAIR UV RAYOS X GAMMA
VisibleJonathan Casselman
6000°K
RADIO LUZ BLANCAIR UV RAYOS X GAMMA
UV
60,000°K
Omega Centauri/ HST
RADIO LUZ BLANCAIR UV RAYOS X GAMMA
Rayos X
6’000,000°K
Nebulosa Planetaria NGC 6543/ CHANDRA
RADIO LUZ BLANCAIR UV RAYOS X GAMMA
Con una temperatura de 36°C, el cuerpo humano emite radiación IR
30,000°
En 1911, los astrofísicos Ejnar Herzsprung y Henry Norris Russell publicaron un estudio donde indicaban que existía una relación entre la
temperatura y la luminosidad de las estrellas
ESTRELLAS SUPER LUMINOSAS
3,000°ESTRELLAS OSCURAS
DIAGRAMA
H-RH-R(Hertzsprung-Russell)
En el 90% de los casos estudiados, las estrellas se situaban a lo largo de una diagonal hoy llamada: Secuencia o Serie Principal
En el Diagrama HR, cualquier estrella tiene cabida, si se conoce su temperatura y su luminosidad
Las estrellas que están en la Serie Principal y que son de tipo espectral O tienen en común lo siguiente:
Tipo Espectral O
Son las estrellas más calientes de la Galaxia
Son las más masivas (> a 20 M -masas solares-)Son las más masivas (> a 20 M -masas solares-)
Son las más brillantes ( a mayor calor, mayor luminosidad)
Son estrellas gigantes
Son las más azules (a mayor calor, la radiación emitida es de mayor energía)
Son las que más pronto mueren ( a mayor calor, mayor consumo)
Son las más raras (escasean, sólo se les encuentra en los brazos espirales de la Galaxia)
Las estrellas que están en la Serie Principal y que son de tipo espectral M tienen en común lo siguiente:
Tipo Espectral M
Son las estrellas menos calientes de la Galaxia
Son las menos masivas (-0.10 M)
Son las menos brillantes (a menor calor, menor luminosidad)
Son estrellas enanas
Son las más rojas (a menor calor, la radiación emitida es de menor energía)
Son las que más viven ( a menor calor, menor consumo)
Son las más abundantes ( ocupan el 70-80% de la población galáctica)
Evolución Estelar
I.- Protoestrellas
Hr 4796
HH30/ HST
II.- Enanas Cafés
Gliese 623 A/B
Características de una enana café
III.- Clasificación según el tipo espectral Espectral
IV.- Estrellas en la Secuencia Principal
V.- Estrellas fuera de la Secuencia Principal
Estrellas supergigantes
Estrella Supergigante Roja
Tamaño de la estrella
Tamaño de la órbita terrestre
Tamaño de la órbita joviana
VI.- Estrellas Variables
Variables Intrísecas (evolución)
Son estrellas que varían por contracción y expansión. La mayoría son estrellas viejas gigantes o súper gigantes. Los cambios en su diámetro provocan que la temperatura superficial varíe, así como su brillantez
Mira (La Maravillosa), en la constelación de Cetus- es el ejemplo más famoso de las estrellas de este tipo. Son gigantes rojas de masa muy
inferior al Sol. Están moribundas y son muy abundantes.
Son muy regulares y las diferencias de brillo son sorprendentes: de 2 a 8 magnitudes. Según cada caso, sus períodos varían de 80 a 1000 días
Variable Eclipsante Algol
VII.- Sistemas Múltiples
Castor
VIII.- Estrellas “muertas” o falsas
Enanas blancas
Enana blanca
Nebulosa Planetaria Helix (NGC 7293) Nebulosa Planetaria Helix (NGC 7293)
Masa de enana blanca
Nova Delphini
Nova
supernovas
Estrellas de neutrones
pulsares
cuasares
Cuasar 3C 273
(PARENTESIS)
Como la luz se propaga a manera de una onda, se puede manifestar en muchas longitudes de onda (o colores)
Longitudes de onda
LARGASCORTAS
Espectro continuo, de absorción y de emisión
En el Diagrama HR, cualquier estrella tiene cabida, si se conoce su temperatura y su luminosidad
Paralaje
Ubicación de distintas estrellas en el diagrama HR
Estrella amarilla
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