5 las estrellas
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Fundación Centro de Investigaciones de Astronomía “Francisco J. Duarte”
E l F i rm am e n to E s tre llad o
UNIDAD ASTRONOMICA:
Es la distancia promedio de la Tierra al Sol, su valor es:
149 597 900 km
Y la luz tarda en viajar del sol a la tierra:
149 597 900 km / 300,000 km/sec
= 498.66 sec
= 8 min, 19 sec.
Dist ancias Ast r onómicas
A o L u zñ
Es la distancia recorrida por la luz en 365 dias
Equivale a 9,460,528,404,846 Km
Ó 63.240 UA
ó 0.3066 parsecs
Es el ángulo con que que ve el radio de la orbita de la tierra, desde una estrella dada
Existen varios paralajes:
-Paralaje Anual Trigonometrica, Paralaje Espectroscopica,
-Paralaje Dinámica, Paralaje Secular
PAR AL AJE E S T E L AR
1UA
ππ
UAoTgUA
dππ1
......1=
π
510063.2 −= x
d"
1
π=d
El pársec o parsec (pc) es una unidad astronomíca de longitud. Su nombre se deriva del inglés parallax of one arc second
PARSEC:
Es la distancia a la cual se encuentra una estrella desde la cual, el RADIO de la orbita terrestre se vea con un ángulo de 1” de arco
1 parsec = 3.26 años-luz
= 31 billones de kilómetros
D(pc) = 1/p “
PAR S E C
E s tre llas M as C e rcan as
Sistema α Centauri
Distancias:
A y B= 4.3 al
Prox. Cent= 4.2 al
Magnitud Visual Aparente: Es el brillo aparente con que vemos las estrellas Se organizan de manera inversa, las mas brillantes tienen menor Mag. Que las mas debiles, van desde –1.46 para Sirio hasta 6.3 para las mas debiles visibles, el sol tiene –26.72 y los mas potentes telescopios alcanzan hasta Mag. 30
En 1856 se establece la "escala de Pogson": una estrella de 1ª magnitud tiene una intensidad luminosa aparente 2'512 mayor que una estrella de 2ª magnitud, y en general una dif. de 1na mag. Implica un brillo 2.5 veces menor.
Estrellas visibles 6500 estrellas
Magnitud Visual Absoluta:
Mag. Que tendria una estrella auna distancia de 10 Pc
M ag n i tu d e s E s te lare s
2
121 log5.2
b
bmm −=−
)log(55 π++= mM
L U M I N O S I D AD
- De una estrella es una medida de la cantidad de energía luminosa emitida
por la estrella por unidad de tiempo.
- Si llamamos Brillo (b) al la cantidad de energía luminosa recibida por
unidad de área y tiempo a una distancia d de la estrella, entonces:
Luminosidad = 4π d2 b
Principales Estrellas
25+0.03+0.6Vega
74-0.72-2.5Canopus
16+0.77+2.3Altair
4.3+11.05 (var)+15.5Proxima Centanturi
4.3-0.27+4.4Alfa Centauri
1500+1.25-7.2Deneb
1500+0.7 (var)-7.2Betelgeuse
900+0.12-8.1Rigel
41+0.08+0.4Capella
34-0.04+0.2Arturo
8.6-1.46+1.4Sirio
0.000016-26.72+4.8El Sol
Distancia a
La Tierra (AL)
Magnitud
aparente
Magnitud Absoluta
Estrella
Burbuja Local de aprox 120 pc
Vecindario Solar
INDICE DE COLOR (Sistema UBV) Es una medida del color de una estrella comparando la magnitud en cada una de las siguientes bandas:
U, magnitud ultravioleta, centrado en 3650 Å con una banda de paso efectiva de 680 Å
B, magnitud azul, centrado en 4400 Å con una banda efectiva de 980 Å
V, magnitud visual, centrado en 5500 Å con una banda efectiva de 890 Å
Se usan frecuentemente los indices:
B – V : Diferencia de Mag. Entre el Azul y el Visual
U - B : Diferencia de Mag. Entre el Ultravioleta y el Azul
Para mB > mV la estrella es más débil en el azul, luego parecerá más roja que Vega. Que por
definición, Vega tiene todas las magnitudes aparentes iguales a cero, mv = mB = 0.
E S PE C T R O S C O P AÍ
E sp e ctro s co p i o An tig u o
Spectroscope - A Kruss, Hamburg c.1910
E sp e ctro s co p i o M o d e rn o
E sp e ctro sco p i o C as e ro
E sp e ctro S o lar – L i n e as d e Ab so rc i nó
Lineas de Absorción
Lineas de Emisión
Contínuo
L in e as d e
E m i s i nó
EFECTO DOPPLER
ocVr
λλ∆= .
Consiste en el cambio de la Longitud de Onda por efecto del movimiento de la fuente o el observador
Si se acercan la luz se torna azulada (Desminuye λ)
Si se alejan, la luz se enrojece (Aumenta λ)
C als i fi cac i n E s p e c traló
CLASE ESPECTRAL
Clasificación estelar de acuerdo a su espectro electromanético, Inicialmente creada por P. Secchi en 1860, luego perfeccionada por E. C. Pickering de Harvard, en 1890, y actualmente conocida como el sistema Yerkes o MKK (Morgan, Keenan, Kellman).
Clase Color Temperatura
Superficial Características espectrales
Distribución %
O Blanco Azulado
30.000 Líneas de Helio Ionizado, pocas líneas de absorción, pocas líneas de H 0.5
B Blanco Azulado
11 a 30 mil Helio Neutral, Aparece el Hidrogeno 19
A Blanco Azulado
7500-11.000
Domina el H, presencia de metales ionizados 22
F Blanco
Azulado a blanco
6000-7500 H débil, Calcio Ionizado 14
G Blanco Amarillento
5000-6000 Calcio II, prominante, H muy débil, metales neutros 13
K Amarillo-Naranja
3500-5000 Metales neutros dominantes 25
M Rojizo 3500 Líneas fuertes de metales neutrales, Bandas moleculares, principalmente de Oxido de Titanio 6
Espectros Estelares
Relación Brillo Temperatura Hay estrellas más
brillantes que el Sol, y otras menos brillantes
que el Sol. También hay estrellas más calientes y
otras menos calientes que el Sol. La
temperatura y el brillo de una estrella están
relacionadas, lo cual se puede apreciar en una gráfica del brillo como
función de la temperatura.
Diagrama H-R En 1911 el astrónomo danés
Ejnar Hertzprung usó este tipo de diagrama por primera vez.
Más tarde en 1913, el norteamericano
Henry Norris Russell hizo lo mismo de forma independiente
Por la calidad y cantidad de información revelada en este sencillo diagrama, que se
llama el Diagrama Hertzprung-Russell
(H-R), este representa un gran logro para la astrofísica y es una herramienta valiosísima para los astrónomos.
Hertzprung Russell
CLASE DE LUMINOSIDAD
Relacionada con el Tamaño-Luminosidad de la estrella dentro de una misma clase espectral
Clase Características
I Supergigantes
II Gigantes brillantes
III Gigantes
IV Subgigantes
V Enanas de la secuencia principal
VI Sub-Enanas
VII Enanas Blancas
Determinación de los radios de las estrellas por su posición en el diagrama H-R
Para una T dada la Luminosidad solo
depende del Radio de la Estrella, así
Mayores Luminosidades ⇒ Mayores Radios
Fin Capítulo