estrellas 2011
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PRESEBTACION DE CLASE DE ASTRONOMÍA 3º MAYORES DE 55 AÑOS DE LA URJC-VICALVARO.DERECHOS RESERVADOS DEL PROFESOR D. PATXI SAN MARTINTRANSCRIPT
Fauna Cósmica I:Las estrellas
Universidad de Mayores URJChttp://www.tallerdeastronomia.es/
Introducción• El Universo está organizado jerárquicamente:
Sistema Tierra-Luna
Sistema Solar
Nuestra Galaxia: la Vía Láctea
Cúmulos de galaxias
Supercúmulos de galaxias
Algunas definiciones
• Año-Luz (a-l): Distancia recorrida por la luz en un año. – La velocidad de la luz en el vacío es de aproximadamente
300.000 km/s = 1.080.000.000 km/h. – Un año-luz equivale a 9.461.000.000.000 km.
• Magnitud aparente: Medida del brillo con el que se observa un astro desde la superficie de la Tierra.– Hiparco (s. II a.C.) clasificó las estrellas en seis grupos. – Las de 1ª magnitud eran las más brillantes.– Las de 6ª magnitud apenas eran visibles.– Hoy esta clasificación se conserva y se extiende a objetos
más brillantes o más tenues.
• Longitud de onda: Distancia entre dos crestas consecutivas de una onda sinusoidal.
- Se suele representar con la letra griega gamma λ
- La unidad de medida es el nanometro (nm) o el angstrom Å
Espectro de la luz• Distribución de colores
(“longitudes de onda”) que forman el arco iris.
• En s. XIX Fraunhofer estudió el espectro del Sol y descubrió líneas oscuras (“líneas de absorción”): Nacimiento de la Astrofísica.
• Valiosísima información sobre: composición química, distancia, turbulencias atmosféricas, masa, etc.
• Espectros variados indican diferentes propiedades físicas y químicas en las estrellas.
• Primer intento fallido de clasificación: importancia de las líneas del Hidrógeno: Espectros A, B, C, D…
• Posteriormente se encontró una secuencia suave con la temperatura de las atmósferas de dichas estrellas.
• Las letras originales de clasificación permanecieron:
O B A F G K M (más calientes y azules) (más frías y rojas)
• “Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me” (“oh, sé un/a buen/a chico/a, bésame”).
Clasificación espectral
Clasificación espectral
• El Sol es una estrella de color amarillo con espectro de tipo G (6000ºC aprox.).
Espectroscopio casero
• Sección de Astroutilidades de la web: cómo construir un espectroscopio casero con cartulina negra, papel, pegamento, tijeras y un CDROM.
Diagrama HR• Diagrama HR (Hertzsprung y Russell):
representación de la luminosidad de las estrellas frente a su temperatura.
Sol
Lum
inosi
dad
menos
bri
llante
sm
ás
bri
llante
s
Diagrama HR
• Nuestro Sol es una estrella común:– Hay estrellas mucho más calientes y más grandes.– Muchas otras son más frías y más pequeñas.– La mayor parte de las estrellas de la Galaxia son como el
Sol.
• La variable física que determina la posición de una estrella en el Diagrama HR es su masa:– Más masa más caliente y brillante, evolución rápida.– Menos masa más fría y menos brillante, evolución lenta.
Nacimiento de las estrellas
• Pequeñas nubes de H en el espacio se atraen por gravedad, a la vez que se calientan: Protoestrellas.
• Cuando la presión y la temperatura en el interior de estas nubes son lo suficientemente altas, se empiezan a producir reacciones nucleares (H He): Ha nacido la estrella.
• Durante miles de millones de años, la estrella seguirá así, sin grandes cambios.
Estrellas gigantes rojas
• Cuando se acaba su H, la estrella no puede seguir su “ritmo de vida” y experimenta cambios:– Aumenta de tamaño espectacularmente.
– Disminuye la temperatura de su atmósfera.
– Las reacciones nucleares son He C.
– Adquiere un color rojizo: gigante roja.
• Es el caso de nuestro Sol.
• En esta etapa, la vida en la Tierra no será posible, porque quedará engullida por el Sol.
Sol (ahora y después)
El Sol en la Secuencia Principal. Diámetro = 1’4 x 106 km = 0’01 UA
El Sol como gigante roja. Diámetro = 1 UA
Muerte de las estrellas como el Sol
• Tras ser gigante roja, acaban por expulsar las capas más exteriores: nebulosas planetarias.
• En el centro, queda el núcleo de la estrella original, de carbono a gran presión (=diamante): enanas blancas.
• Acaban enfriándose lentamente hasta el final de los tiempos.
Nebulosa Anular
Enana blanca central
Muerte de las estrellas masivas
• Siguen fusionando elementos más pesados en su núcleo: C, O, S, etc.
• Cuando su núcleo se vuelve de Fe, se producen inestabilidades que suponen el fin de la estrella. – El peso de las capas exteriores es demasiado como para
contrarrestarlo con la presión interior.– Se expulsan violentamente las capas de la estrella:
Supernova.
• Fogonazo de luz espectacular: una única supernova puede ser más brillante que toda la galaxia que la contiene.
Agujeros negros
• Tras la explosión de SN de una estrella masiva, la destrucción es total y sólo permanece un agujero negro: – Tan pequeños y pesados, que el campo gravitatorio es
tan intenso que ni siquiera la luz puede escapar a su efecto.
