Download Fund Atronomia IV Parte

“FUNDAMENTOS
de ASTRONOMÍA”
Profesora:
Lic Ivannia Calvo
Centro de Investigaciones Espaciales (CINESPA)
Universidad de Costa Rica
Tel: (506)2202-6302
Fax: (506)2207-5619
e-mail: ivannia.calvo@yahoo.com
Contenidos IV Parte
• Estrellas
• Evolución estelar
Estrellas
• Las estrellas son los objetos más difundidos en el Universo.
Más del 98% de la masa de la sustancia cósmica está
concentrada en estos globos de gas. La parte restante se
encuentra dispersa en el espacio interestelar.
• Las estrellas son grandes cuerpos celestes compuestos de
gases calientes que emiten radiación electromagnética, en
especial luz, como resultado de las reacciones nucleares que
tienen lugar en su interior. Están compuestas principalmente
de hidrógeno y helio, con una cantidad variable de elementos
más pesados.
• La formación de muchos elementos químicos está ligada a la
evolución de las estrellas. Por esto las estrellas representan
interés no sólo como objetos cósmicos, en tanto elemento
importante de la estructura del Universo, sino también como
cuerpos cuya evolución es un eslabón interesante en la
evolución de la materia.
Estrellas
Las
propiedades
característica física)
determinan por su:
fundamentales
de las estrellas
Masa (M), Radio (R) y la Luminosidad (L).
Las estrellas se clasifican por su:
Dinámica
Característica Física
Clases Espectral
Clases de Luminosidad
(o
se
CLASIFICACION:
- Sistemas unitarios
1- DINAMICA - Sistemas dobles: * ópticas
* físicas (visuales, eclipsantes,
espectrales, estrechas)
- Sistemas triples
2- FISICAS: - Normales
- Variables:
Pulsátiles periodos
Explosivas jóvenes y viejas
3- ESPECTRALES - Espectro asociado a temperatura
Escala: O, B, A, F, G, K, M; S, RN
4- LUMINOSIDAD: Espectros tienen distinta luminosidad
Escala MK / Diagrama H-R
Clasificación Dinámica
Estrellas Unitarias
Sistemas Dobles
Sitemas Triples etc.
Clasificación Física
Estrellas Normales: se denominan las estrellas
estacionarios, es decir, las estrellas que no
poseen las variaciones de sus propiedades (M, R
y L).
Estrellas Variables: se denominan las estrellas
no estacionarios, es decir, las estrellas que
poseen las variaciones de sus propiedades (M, R
y L) en la forma de:
Pulsaciones: Variables Pulsátiles
Explosiones: Variables Explotivas
Clasificación Espectral
Clasificación espectral de las estrellas se basa en la
diferencia de las estrellas por su color o por sus
espectros: la diferencia de cantidad e intensidad de las
rayas espectrales observadas en los espectros estelares.
El estudio de los espectros estelares lo inició en 1885 el
astrónomo Edward Pickering en el Observatorio del
Harvard College.
Para esta clasificacion existen las clases espectrales:
(O, B, A, F, G, K y M) y las subclases (0,1,2,3,...,9)
(excepto la clase O que empieza desde 4).
Ohh!! be a fine girl kiss me righ now, smack ! !
•
•
•
•
•
•
•
•
•
O hh
Be
A
F ine
G irl
Ohh!! be a fine girl kiss me righ now,
smack
K iss
M e
R ight N ow
S mack
St
ar
Ty
pe
Colo
r
Approximate
Surface
Temperature
Average
Mass(The
Sun = 1)
Average
Radius (The
Sun = 1)
Average
Luminosity
(The Sun = 1)
Main Characteristics
Examp
les
Singly ionized helium lines (H I) either
in emission or absorption. Strong UV
continuum.
10
Lacertr
a
O
Blue
30 000-35 000
K
60-
15
1,400,000
B
BlueWhit
e
10 000 – 30
000 K
18
7
20,000
Neutral helium lines (H II) in
absorption is maximum.
Rigel
Spica
A
Whit
e
7 500 – 10 000
K
3.2
2.5
80
Hydrogen (H) lines strongest for A0
stars, decreasing for others.
Sirius,
Vega
Yello
wWhit
e
6 000 – 7 500 K
1.7
1.3
6
Ca II absorption. Metallic lines become
noticeable.
Canopu
s,
Procyo
n
5 000 – 6 000 K
1.1
1.1
1.2
Absorption lines of neutral metallic
atoms and ions (e.g. once-ionized
calcium) is intence.
Sun,
Capella
3 500 – 5 000 K
0.8
0.9
0.4
Metallic lines, some blue continuum,
some molecular bands appear.
Arcturu
s,
Aldebar
an
0.4
0.04
(very faint)
F
G
Yello
w
K
M
(C,
S)
Oran
ge
Red
2 000-3 500 K
0.3
Some molecular bands of titanium
oxide
(C - Some molecular bands of
absorption of C2 and CO,CN and not of
titanium)
(S – bands of absorption of ZrO)
Betelge
use,
Antares
Clasificación por Luminosidad
Las estrellas de una misma clase espectral
pueden tener distintas luminosidades.
En 1943 los astrofísicos Morgan y Keenán
clasificaron las estrellas por las clases de
luminosidad.
Esta clasificación se denomina MK y esta
representada por numeros romanos:
I, II, III, IV, V, VI, VII.
Clase
Características
Generales
Ejemplos:
Ia
SG-Supergigantes
(extremadamente
luminosas)
ρ Cas
RW Cep
Ib
SG-Supergigantes
(muy luminosas)
α Ori
β Ori
Iab
SG-Supergigantes
(luminosas)
α Car
α Sco
II
GB-Gigantes
Brillantes
(menos luminosas)
θ Lyr
α UMi
III
G-Gigantes
(rojos)
α Tau
β Car
IV
SbG-Sub-Gigantes
(menor luminosidad)
α CMi A
η Boö
V
SP-Secuencia
Principal (normales)
α Cen A
Sol
VI
SbE-SubEnanas
Brillantes
Prox Cen
VII
EB-Enanas Blancas
(muy poca
luminosidad)
α CMa B
α CMi B
Clasificación por Luminosidad
La clase V : Secuencia Principal (SP):
• Son estrellas Normales (estrellas de hidrógeno).
• En todas las estrellas de SP tiene lugar la transformación del hidrógeno
en helio.
•
Las estrellas de la parte superior de la SP (arriba del Sol) son calientes, con la
masa mayor que la solar, por lo que la temperatura y presión son superiores y
el la liberación de energía termonuclear sucede a ritmo acelerado mediante el
ciclo del carbono (CNO). Como resultado, la luminosidad de ellas es también
mayor y por eso, las estrellas calientes que se encuentran en la SP, deben ser
jóvenes En las estrellas de la parte superior de la SP por la causa del ciclo CNO
la potencia de liberación de la energía es proporcional ~T 20 , mientras que el
flujo de radiación crece proporcionalmente de ~ T 4 , por eso la radiación es
incapaz de sacar de las entrañas de la estrella la energía que surge y se forman
las zonas convectivas centrales. Además, como resultado de esta reacción se
libera una energía mucho mayor que durante la reacción de Protón-Protón
(PP), lo que ocurre en las estrellas de la parte inferior (Sol y abajo del Sol) de la
SP. Además, durante el ciclo de PP la potencia de liberación de la energía
depende de la temperatura casi igual que el flujo de radiación, por eso, en el
centro de las estrellas de la parte inferior de la SP no surge la convección, el
núcleo resulta ser radiante y debido a la fuerte opacidad de sus capas exteriores
más frías se forman zonas convectivas exteriores extendidas.
Clasificación por Luminosidad
Las clases I, II, III, IV: Gigantes (G):
Tienen una estructura extremadamente heterogénea (estrellas de helio).
A esta deducción es fácil llegar si se examina como debe variar con el
tiempo la estructura de las estrellas de la SP. A medida que en las capas
centrales de la estrella SP se consume el hidrogeno, la region de liberación
de energía se desplaza gradualmente a las capas periféricas.
Como resultado se forma una fina capa de liberación de la energía, donde
solamente puede tener lugar la reacción de hidrogeno.
Esta capa divide la estrella en dos partes: la interior, el núcleo "de helio"
casi privado de hidrogeno en el que por no existir hidrogeno no hay
reacciones nucleares y la exterior, en la que a pesar de haber hidrogeno la
temperatura y la presión son insuficientes para que se desarrolle la
reacción.
Al principio la presión en la capa de liberación de la energía es mayor que
en el núcleo, que comienza a comprimirse y, desprendiendo energía
gravitacional, se recalienta. Esta compresión tiene lugar hasta que el gas
no se convierta en degenerado (en este tipo de gas la presión no depende
de la temperatura).
Clasificación por Luminosidad
Entonces la enorme presión, necesaria para la prevención de la
compresión ulterior, se asegurara por el inmenso aumento de la
densidad.
En la estrella con masa 1.3 Ro, como demuestra el calculo, surge un
núcleo que en lo fundamental consta de helio, en el que se
transformo todo el hidrogeno que había en el núcleo. La
temperatura del núcleo de helio es insuficiente para que comience
la siguiente reacción nuclear posible de transformación de helio en
carbono.
Por ello el núcleo de helio resulta estar privado de fuentes
nucleares de energía y es isotérmico. Este núcleo contiene una
cuarta parte de la masa total de la estrella, teniendo en esto
dimensiones que solo son 1/1000 parte de su radio.
La densidad en el centro de semejante núcleo alcanza 350 kg/! Este
se encuentra rodeado de una envoltura de casi igual extensión,
donde sucede la liberación de la energía. Después sigue una zona
radiante con espesor de 0.1 del radio. Aproximadamente el 70%
(por la masa) de las capas exteriores de la estrella, que componen
0.9 de su radio, forman una fuerte zona convectiva de la gigante
roja.
Clasificación por Luminosidad
La clase V: Subenanas Brillantes (SbE):
• Estas forman una secuencia que pasa por debajo de la SP,
aproximadamente, en una magnitud estelar, comenzando desde la clase
A0 hacia la derecha.
• Se distinguen por el poco contenido de elementos pesados, son un buen
ejemplo de la dependencia de considerable entre la estructura de la
estrella y su composición química. La opacidad de la sustancia estelar
resulta ser proporcional al contenido de elementos pesados, pues en el
plasma muy ionizado todos los elementos ligeros están privados
totalmente de sus electrones y sus átomos no pueden absorber cuantos.
Es esencia la absorción la efectúan los átomos ionizados de elementos
pesados, que todavía guardan una parte de sus electrones. Las
subenanas son estrellas viejas que surgieron en las fases tempranas de la
evolución de la Galaxia de la sustancia que todavía no paso por las
entrañas de las estrellas y que, por lo tanto, es pobre en elementos
pesados. Por esto, la sustancia de las subenanas se distingue por su
transparencia en comparación con las estrellas de la secuencia principal,
lo que facilita la transferencia radiante de la energía de las entrañas que
no exige el surgimiento de zonas convectivas.
Clasificación por Luminosidad
La clase VII: Enanas Blancas (EB):
•
•
•
•
Estas ocupan la parte inferior del diagrama HR. Estas estrellas tienen muy poca
luminosidad.
La estrella gigante roja puede formar en sus entrañas, un cuerpo isotérmico con
masa del orden de la del Sol o menor, compuesto de gas degenerado,
fundamentalmente de helio. En el diagrama Hertzsprung-Rusell este objeto debe
situarse en el ángulo inferior izquierdo, ya que cuando la temperatura es
considerable, el objeto, debido a sus pequeñas dimensiones (Ro), debe tener poca
luminosidad.
Enanas blancas resultan ser estrellas decadentes superdensas que al parecer,
consumieron las fuentes de hidrogeno de energía termonuclear. La densidad en el
centro de las enanas puede alcanzar centenares de toneladas en un centímetro
cubico. Enfriándose paulatinamente, éstas irradian una reserva enorme de energía
térmica del gas degenerado. Con el aumento de la masa de la enana blanca la
presión del gas en sus entrañas debe oponerse a una fuerza de gravitación todavía
mayor, que crece más rápidamente que la presión del gas degenerado. Por esto, las
enanas blancas mas macizas están mas comprimidas y para ellas tiene lugar una
dependencia precisa entre el radio y la masa de la estrella.
En ciertas enanas blancas, denominadas polaris, se observan fuertes campos
magnéticos (de hasta 108 Oe). Su radiación resulta estar polarizada incluso hasta el
30%. La causa de una polarización tan fuerte consiste en que la frecuencia con la
que las partículas cargadas revolucionan alrededor de las lineas de fuerza del campo
magnético, resulta ser del orden de la frecuencia de los rayos luminosos visibles
(~Hz). Los electrones, orientados por el campo magnético, irradian luz polarizada.
Diagrama Hertzsprung- Russel
A principios del siglo XX el
astrónomo danes Hertzsprung y el
astrofísico
americano
Russel
establecieron la existencia de una
dependencia entre el tipo de espectro
(es decir, entre la T) y la luminosidad
(es decir la M) de las estrellas, que se
ilustra con un gráfico.
Este gráfico se denomina diagrama
espectro-luminosidad o diagrama de
Hertzsprung- Russel (HR).
La posición de cada estrella de uno u
otro punto del diagrama se determina
por su naturaleza física y fase de
evolución. Por esto, en el diagrama de
HR parece como si estuviese
reproducida toda la historia del
sistema de estrellas que se estudia.
Ejnar Hertzsprung (1873 -1967)
Diagrama Hertzsprung- Russel
2- Clasificación por Luminosidad
* Poseen misma clase
espectral pero pueden tener
distintas luminosidades.
* Morgan y Keenan (1943):
las estrellas por las clases
de luminosidad.
* Esta clasificación se
denomina “MK”,
representada por
números romanos:
I, II, III, IV, V, VI, VII.
Agujeros Negros y Enanas negras
Diagrama Hertzsprung- Russel
Diagrama Hertzsprung- Russel
En la parte superior del diagrama se encuentran las
gigantes, las estrellas con mayor luminosidad (SG,
GB. SbG y G)
La mayoría de estrellas (~80%) se ubican en SP
(estrellas normales), extendiéndose desde el extremo
superior izquierdo (más calientes) hasta el inferior
derecho (más frías) .
Por debajo de la SP (en ~1 magnitud estelar) se
encuentran subenanas brillantes (SbE).
En la parte inferior del diagrama extienden a lo
largo de la base minúsculas enanas de poca
luminosidad (EB).
Diagrama Hertzsprung- Russel
Este diagrama permite distinguir diversos grupos de
estrellas, por propiedades físicas distintas o comunes
y establecer la dependencia entre ciertas
características físicas de éstos, composición química
y evolución estelar.
La clasificación catalogada de las estrellas depende
de dos parámetros: clase espectral y clase de
luminosidad.
Por ejemplo: Sol es una estrella normal, clasificada
como G2V, que significa que el Sol permanece a
subclase 2 de clase espectral G y al clase V (SP) de
luminosidad.
Edad de una estrella
Clasificación Física
Estrellas Normales: se denominan las estrellas
estacionarios, es decir, las estrellas que no
poseen las variaciones de sus propiedades (M, R
y L).
Estrellas Variables: se denominan las estrellas
no estacionarios, es decir, las estrellas que
poseen las variaciones de sus propiedades (M, R
y L) en la forma de:
Pulsaciones: Variables Pulsátiles
Explosiones: Variables Explotivas
Las primeras variables que se han
observado datan del siglo XVIII, cuando
se descubrieron Mira, “la maravillosa”, o
Cetus, Algol, en Perseo, Lyræ, y Cephei.
En la actualidad, existen alrededor de
40,000 estrellas variables catalogadas.
Variables Pulsátiles
Pertenecen a las gigantes, que significa que pulsaciones son
un fenomeno que caracteriza ciertas etapas de inestabilidad
de la evolución estelar.
Las variaciones se deben a la expansión y contracción de las
capas exteriores de las estrellas causadas por un proceso de
ionización de su atmósfera.
Generalmente, el equilibrio de la estrella queda determinado
por el balance de las fuerzas de gravitación y de la presión
interna del gas. Sí, por razón alguna , el equilibrio se
perturba y la estrella se comprime o se dilata, su sustancia
puede adquirir un movimiento oscilatorio para regresar al
estado de equilibrio tiene lugar dependencia:
P = 2π
R3
.
GM
Ademas:
L bol = R 5,2
,
Lbol = R
3,9
y existe una dependencia entre P y L: tanto menor es m (mas
brillante) tanto mayor es P.
Pulasátiles
Para estudiar el comportamiento de las
variables, se recurre a un diagrama
donde se grafica la magnitud estelar
como función del tiempo, llamado curva
de luz de la estrella.
A partir de este diagrama es posible
establecer si la estrella varía, la forma de
las variaciones, la amplitud de la
variación de magnitud y el período de la
variación
si
fuera
el
caso.
Curva de luz
(típica de una cefeida - estrella pulsátil)
Pulasátiles
Variables Pulsátiles Regulares- (Cefeidas)
L(o m) varia 2-3 veces.
T varia - T ≈ 1500 K
El P ≈ 1d ÷ decenas d , y es regular para
cada cefeida.
V r -hacia rojo en el mínimo, hacia azul
en el máximo de brillo
R- cambia
Son estrellas gigantes o supergigantes
(bastante luminosas) y son visibles a
largas distancias.
Pulasátiles
Variables Pulsátiles Regulares con Largo Período –
(Mira)
Estrellas gigantes rojas de las clases espectrales M,C
y S.
L (o m) varia por m ≈ 10 m
El P ≈ 70 d ÷ 1300 d
V r -hacia rojo en el mínimo, hacia azul en el
máximo de brillo
Mira: P=1 año.
Mira (binaria)
Pulasátiles
Variables Pulsátiles Regulares con Corto
Período – (RR Lyrae, Tipo β de Can Mayor)
Estrellas gigantes blancas de clase espectral A y
son más viejas y menos masivas que las
Cefeidas.
m (o L) varia m ≈ 0,3 - 2
El P ≈ 0 2 ÷ 1 2
V r -hacia rojo en el mínimo, hacia azul en el
máximo de brillo
m
d
1
m
d
1
Tipo B de Can Mayor: m varía por 0.2
magnitud con período P=3 h.
RR Lyrae: m varía por 1 magnitud, con
período P=13 h. 40 min. Su L~100Lsol
Pulasátiles
Variables Pulsátiles Semiegulares – (Tipo
de Cefeo)
Gigantes rojas que poseen la variación
de L (o m) irregular, con períodos
también iregulares.
Tipo
µ
de Cefeo: el
P ≈ decenas d ÷ centenas
d
µ
Pulasátiles
Variables Pulsátiles Iregulares – (Tipo RV de
Tauro)
Supergigantes amarillas de clase espectral
dede G hasta K.
Variaciones de m(o L) es muy iregular con
períodos también muy iregulares.
Tipo RV de Tauro: m (o L) varía
y el P ≈ 30 ÷ 150
.
d
d
m ≈ 0 1m 2 ÷ 31m 5
Variables Eruptivas
Pertenecen a las enanas y son 10 veces menor
cantidad que gigantes pulsátiles, todas
eruptivas manifiestan su variabilidad en forma
de erupciones y pueden ser en fases tempranas
y ultimas de la evolución estelar.
Variables Eruptivas Jóvenes:
T-Tauro, Tipo RW de cochero, UV de Ballena, Tipo Be,
Tipo Wolf-Rayet (WR).
Variables Eruptivas Viejas:
Novas, Supoernovas, Estrellas Neutrónicas (Pulsares).
Variables Eruptivas Jóvenes
Tipo T de Tauro (T Tau)
(Tipo RW de cochero (RW Aur) se parecen mucho a T Tau)
La variación de L es tan irregular y caóticas que no se
puede establecer alguna regularidad.
m varia m~ 3m durante P ~ 1 h
• T Tau son mas jóvenes entre las que se pueden considerar
las estrellas (se conocen objetos mas jóvenes: las fuentes de
radiación infrarroja, pero estos todavía no son estrellas,
son nubes de gas y polvo)
• T Tau se encuentran mas frecuentamenteuertemente en
grupos en los limites de las nebulosas. Las nebulosas
brillantes se observan también alrededor de las estrellas T
Tau.
Variables Eruptivas Jóvenes
Las estrellas fulgurosas tipo UV de Ballena- se
encuentran en los mismos lugares donde T Tau; En
menos de un minuto el flujo de radiación puede
aumentar en decenas de veces y después ½-1 hora
regresa al nivel inicial- se parece mucho a la erupción
cromosferica solar. Estrellas tipo UV de Ballena parese
que se encuentran en las fases finales de la compresión
gravitacional
Tipo Be son calientes, m varia m ≈ 0, − 0, 2 , con 10-vecez
de masa solar, y con rápida rotación. Estos son objetos
que surgieron no hace mucho.
Tipo Wolf-Rayet (WR) son mas brillantes en nuestra
galaxia, su T ≈ 100000K , número de WR conocido es ~200,
conM ≈ −4m; Son objetos jóvenes (como el tipo Be) y
frecuentemente se observan en sistemas binarios.
m
ef
m
Variables Eruptivas Viejas
Estrellas Novas. Se denominan novas a unas estrellas variables
eruptivas de tipo especial, en las que por lo menos una vez se
observó un aumento repentino y brusco de la luminosidad
(fulguración) de no menos de 7-8 magnitudes estelares.
Generalmente, durante la fulguración, la magnitud estelar visible
disminuye en 10-13 magnitudes, lo que corresponde a un aumento
de la luminosidad en decenas y centenas de miles de veces .
Por término medio la magnitud estelar absoluta alcanza en el
máximo. -8.5. Después de la fulguración las estrellas novas son
enanas muy calientes.
En la fase máxima de la fulguración éstas se parecen a
supergigantes de las clases espectrales A-F.
Si la fulguración de una misma estrella nova se observó no menos
de dos veces, entonces ella se denomina recurrente. En las estrellas
novas recurrentes, como regla, el aumento de la luminosidad es
algo menor que las novas típicas.
En la actualidad se conocen en total cerca de 300 estrellas novas de
las cuales unas 150 fulguraron en nuestra Galaxia y más de 100 en
la nebulosa de Andrómeda.
Variables Eruptivas Viejas
En las 7 novas recurrentes conocidas en total se observaron cerca
de 20 fulguraciones.
Muchas novas y novas recurentes (es posible que incluso todas)
son sistemas binarios
estrechos. Después de la fulguración las
estrellas novas muestran frecuentemente una varibilidad débil.
Las curvas de brillo de las estrellas novas tienen un aspecto
especial, que permite dividir todos los fenómenos en varias etapas
. La elevación inicial del brillo transcurre muy rápidamente (2-3
días), pero un poco antes del máximo el incremento de la
luminosidad aminora un poco (elevación definitiva). Después del
máximo tiene lugar la disminución de la luminosidad, que dura
años.
La caída del brillo en las primeras tres magnitudes estelares,
generalmente, es suave. A veses se observan máximos secundarios.
A continuación sigue una fase transitoria, que se distingue por una
disminución suave de la luminosidad en tres magnitudes estelares
más, o bien por las oscilaciones de ésta. A veces tiene lugar una
caída brusca de la luminosidad con un retorno lento ulterior hasta
el valor anterior. La caída definitiva del brillo sucede con bastante
suavidad. Como resultado, la estrella adquiere la misma
luminosidad que antes de la fulguración.
Variables Eruptivas Viejas
Causas de exploción de Novas. De acuerdo a distintas
EH 10 45
hipótesis esta inestabilidad puede surgir en ciertas estrellas
calientes como resultado de los procesos internos, que determinan
la liberación de energía en la estrella, o bien debido a la acción de
algunos factores exteriores.
Una posible causa de la explosión de la nova es el intercambio de
sustancia entre los componentes de los sistemas binarios estrechos
10 a los que por lo visto, pertenecen todas estas estrellas.
Así, por ejemplo, si la sustancia rica en hidrógeno de la envoltura
de la estrella principal cae en la superficie de su estrella-satélite, de
la enana blanca, entonces puede tener lugar una liberación súbita
de la energía termonuclear. La cantidad total de energía que se
libera durante la fulguración de una nova excede 10 − 10 ergios.
¡El sol irradiaría tanta energía durante miles de años! Sin
embargo , esto es considerablemente menor que las reservas de
toda la energía termonuclear de la estrella. Basándose en esto, se
supone que la explosión de la estrella nueva no va acompañada del
cambio de su estructura general, y que solamente afecta a las
capas superficiales.
46
45
46
Variables Eruptivas Viejas
Evolución de Novas. Una consecuencia del calentamiento del gas, que tiene
lugar como resultado de la exploción, es la erupción de sustancia estelar, que
conduce a la separación de las capas exteriores de la estrella: envolturas con
masa, 10 − 10 M . Esta envoltura se extiende a una velocidad enorme desde
varias centenas de kilómetros por segundo hasta 1500-2000 km/s. La estrella
arroja rápidamente dicha envoltura y, como resultado, forma una nubulosa a
su alrededor. Las nebulosas de gases en expansión han sido descubiertas en
casi todas las estrellas nuevas más cercanas a nosotros.
En las primeras fases de la fulguración, cuando como resultado de la expansión
del radio de la envoltura aumenta en centenas de veces, disminuyen la densidad
10 − 10
y la temperatura de las capas exteriores de la estrella.
Originalmente la estrella caliente de la clase O adquiere el espectro de la clase
A-F. Sin embargo, a pesar del enfriamiento, la luminisidad total de estrella
cxrece rápidamente a causa de la potente luminiscencia de los gases y del
aumento del radio de la envoltura. Por esto, poco antes del máximo , la estrella
nova tiene el espectro de un supergigante. En esta etapa el espectro de la nova
posee todad las particularidades propias de las supergigantes de la clase A o F
(rayas estrechas, en las que se distingue las del hidrógeno).
Sin embargo, una particularidad importante de este espectro , denominado
premáximo, es el fuerte corrimiento de las rayas de absorción hacia el lado
violeta, que corresponde al acercamiento de la sustancia radiante hacia
nosotros a una velocidad de varias decenas o centenas de kilómetros por
segundo. En este tiempo tiene lugar la expansión de la envoltura densa, que
tiene en la nueva fase.
−4
−4
−5
−5
Variables Eruptivas Viejas
•
•
•
En el máximo varía bruscamente el aspecto del espectro. Aparece el denominado espectro
principal. Sus rayas están desplazadas hacia el lado violeta en una magnitud que corresponde
a una velocidad de expansión de unos 1000 km/s. La causa de esta variación del espectro
está relacionada con el hecho de que la envoltura, durante su envoltura, durante su expansión
se vuelve más fina y, por consiguiente, más transparente. Por esto se hacen visiblessus capas
más profundas , que mueven con mucha más rápidez. Inmediatamente después del máximo,
el espectro de la nova aparecen rayas de emisión muy anchas y brillantes con aspecto de
bandas, que fundamentalmente pertenecen la hidrógeno, hierro y titanio. Cada una de estas
bandas
que ocupa todo el intevalo del espectro, desde la raya de absorción del espectro
principal correspondiente desplazada hacia el lado violeta, hasta la posición no corrida de esta
misma raya. Ello significa que la envoltura está ya tan enrarecidaque se ven sus distintas
capas, poseedoras de todo género de velocidades.
Cuando esta disminución de la luminosidad es de casi
aparece el espectro difuso de
chispa, compuesto de rayas de absorción del hidrógeno fuertemente difuminadas y de
metales ionizados, y asimismo de bandas específicas brillantes. El espectro difuso de chispa
se superpone al principal, aumentando gradualmente su intensidad. En lo sucesivo a este se le
agrega el denominado espectro de orión, característico para las estrellas calientes de la clase
B. La apareción del espectro difuso de chispa, y después tamboén de el de orión, testimonian
acerca del hecho de que la sustancia se arroja por la estrella a velocidad creciente,
gradualmenrte de las capaz cada vez máds profundas y más calientes.
Al comienzo de la fase transitoria el espectro difuso de chipa desaparece, mientras que el de
orión alcanza una intensidad máxima. Después de que este último también desaparece, en el
fondo del espectro continuo de la estrella nueva , cortado por anchas bandas de absorción,
surgen y gradualmente acrecientan las rayas de emisión, que se observan en los espectrodsde
las nubulosads gaseosas enrarecidas (fase nubular). Esta atestigua acerca de la rarificación
aún más fuerte de la sustancia de la envoltur.
Variables Eruptivas Viejas
Supernovas. Se denominan a las estrellas que explotan como las nuevas y que en el
máximo alcanzan una magnitud estelar absoluta -18,--21.
El aumento de las luminosidad es de más de 19 magnitudes,, es decir, de decenas de
millones de veces .L a energía total irradiada por la supernova durante la fulguración es
en miles de veces mayor que la de las novas.
Fotográficamente se han registrado más de 300 explosiones de las supernovas en otras
galaxias , siendo así, que frecuentementesu luminosidad resultó ser comparable con la
luminosidad integral de toda la galaxia en la que sucedió la fulguración.
Por las descripciones de las obsservaciones anteriores se han logrado establecer varios
casos de fulguaraciones de las supernovas en nuestra Galaxia. La más interesante de
estas es la Supernova del año 1054, mencionada en los anales, que fulguró en la
constelación de Tauro y fue obeservada por los astrónomos chinos y japoneses en forma
de una "estrella huésped" aparecida inessperadamente, que parecía ser más brillante
que Venus y se veía incluso de día.
Otra observación de un fenómeno semejante en el año 1572 ha sido descrita mucho más
detallamente por el astrónomo danés Tycho Brahe. Se señaló la apareción de una
estrealla "nova" en la constelación de Casiopea. En el curso de varios días esta estrella
aumentando rápidamente su luminosidad , empezó a parecer más brillante que Venus.
Al poco tiempo su radiación comenzó gradualmente a debilitarse, además su
apagamiento iba acompañado de oscilaciones de la intensidad y de pequñas
fulguraciones. Trascurridos dos años a la estrella dejó de ser visible a simple vista.
En 1604 Kepler observó la explosión de un aestrella supernova en la constelación de
Serpentario.
Aunque este fenómeno se parece a la fulguración de una nueva normal, se distingue de
esta por sus proporciones, por la curva del brillo, que cambia suavemente con lentitud,
y por el espectro. Según el carácter del espectro,cerca de la época del máximo, se
distinguen dos tipos de supernovas: I y II
Variables Eruptivas Viejas
Supernova tipo I: se distingen cerca del máximo por su espectro continuo.
Más tarde aparecen unas bandas muy anchas de emisión (cuya posición nno
coincide con ninguna de las rayas espectrales conocidas). La anchura de estas
bandas corresponde a la expansión de los gases a una velocidad de hasta 6
000km/s. La intensidad, estructura y posición de las bandas varían
frecuentemente con el tiempo. Despues de medio año del máximo aparecen
las bandas, que se logra identificar con el espectro del oxígeno neutro.
Supernova tipo II: la luminosidad en el máximo es menor que la de las
supernovas del tipo I. Sus espectros se distinguen por el aumento de la
luminiscenci ultravioleta. Igual que en los espectros de las novas normales, en
éstas se obsevan rayas de absorción y emisión, que se identifican con el
hidrógeno, nitrógeno ionizado y otros elementos.
Las nebulosas de expansión rápida se lograron localizar en el sitio de las
supernovas del tipo I : nebulosa del Cangrejo en la constelación de Tauro. La
forma de las rayas de emisión muestra la velocidad de expansión ~1000km/s.
Las dimensiones actuales de la nebulosa permite concluir que la expansión
pudo comenzar hace ~900 años, es decir precisamente en la época de la
explosioón de la Supernova del año 1054. Entonces podemos decir, que dicha
nebuñlosa es resultado de la explosión de Supernova.
Además, otras nebulosas débiles y fuentes de radioemisión han sido
descubiertas en los lugares de las explosiones de otras Supernovas de nuestra
Galaxia (Nebulosa del Cangrejo también es poderosa fuerte de
radioemisión).
Supernova
Supernova 1987A
Variables Eruptivas Viejas
• Estrellas neutrónicas: comenzando desde cierto valor de la masa, la
presión del gas degenerado no puede equilibrar la fuerza de gravitación.
Semejante estrella puede comprimirse ilimitadamente (colapsar). El
colapso es inevitable para masas que exceden, aproximadamente, 2-3M .
Este sería ineviatable cuando M>1.4M si no existiese la posibilidad de
transformar la estrella en neutrónica, cuando la presión del
"gas"neutrónico degenerado es capaz de oponerse a las fuerzas de
gravitación. Antes que esto suceda la estrella debe sufrir una explosión
nuclear, que se observa como la explosión de una estrella supernova,
como resultado de la cual se liberará toda la energía nuclear posible y la
sustancia pasará a al forma de neutrones, originándose un objeto
totalmente nuevo: la estrella neutrónica, para la que existe la noción de
superficie, ya que sus capas exteriores (corteza) resultan ser sólidas y
compuestas de núcleos pesados de Fe y He. El espesor de la corteza es del
orden de 1 Km, siendo el radio total de la estrella neutrónica de 10
Km.Debajo de la cortezala presión es tan grande que los núcleos pesados
se "muelen" hasta nucleones,además los electrones se "abollan" en los
protones y se origina el líquido neutrónico. La parte central con diámetro
de casi 1 Km, por lo visto, también se encuentra en estado sólido.
Variables Eruptivas Viejas
• Los pulsares tienen una radioemisión en forma de
impulsos exactos, con gran regularidad de repetición, que
nos permite determinar con gran exactitud los periodos de
pulsación de éstos objetos. Se conocen aproximadamente
400 pulsares, son objetos relativamente cercanos.
• Parece que, despees de la explosión de una supernova las
estrellas se convierten en pulsares. Los pulsares son
estrellas neutronicas con una masa dos veces la masa solar
y y con velocidad de decenas de revoluciones por segundo
lo que implica fuertes campos magnéticos.
• Fuentes de radiación X se conocen 700,
aproximadamente 350 en otras galaxias ( se llaman
también estrellas de Rentgen), sus dimensiones de
aproximadamente 300 km., fulguraciones duran varias
horas y el flujo varia 3 veces.
• Las
fuentes
de
radiación
X
son
objetos
extraordinariamente compactos,| posiblemente del tipo
neutronicas.
Variables Eruptivas Viejas
En agosto de 1967 en Cambridge se registró
una radioemisión con orígen de fuente
puntual en forma de impulsos exactos.
El período de cada impulso es desde
algunos milisegundos hasta algunas
décimas de segundo y es extremadamente
regular.
Recibieron el nombre ”Pulsar”.
Actualmente se conocen ~400 Pulsares.
Variables Eruptivas Viejas
El pulsar más notable, NP 0531 coincide exactamente con una de las “estrellitas” en el
centro de la nebulosa del Cangrejo, que significa que los Pulsares son estrellas en los
que, despues de las explosiones, se convierten las estrellas Supernovas.
La explosión de Supernova está relacionada con la liberación de una enorme cantidad de
energía al pasar la estrella al estado de superdensa. Para las estrellas masivas el estado
más estable resulta ser el de la fusión de los protones y electrones en neutrones y la
formación de una estrella neutrónica.
Entonces se puede afirmar que los Pulsares son estrellas neutrónicas.
Un Pulsar de 2Msol tendra radio de ~10km.
Al comprimirse hasta tales dimensiones la densidad se hace mayor que la nuclear y la
rotación de la estrella (po la ley de conservación del momento de la cantidad de
movimiento) se acelera hasta varias decenas de revoluciones po segundo.
Por eso, el intervalo del tiempo entre los impulsos sucesivos es igual al período de
rotación de la estreela neutrónica.
Entonces, la pulsación es explicada por la existencia de heterogeneidades, de peculiares
manchas calientes en la superficie de estas estrellas.
Enh ciertos pulsares se ha descubierto un aumento lento de los períodos (con
dublicación en 1 000-10 000 000 años), al parecer provocado por la influencia frenadora
del campo magnetico superfuerte, como resultado de lo cual la energía giratoria se
convierte en radiación.
Al mismo tiempo se observaron disminuciones de los períodos, posiblemente como
expresión de la brusca reestructuración de la superficie estelar, que tiene lugar a medida
que se enfría.
Pulsar del centro de la Nebulosa de Cangrejo
Variables Eruptivas Viejas
•
Al comprimir un aestrella normal hasta la neutrónica la intensidad del campo magnético
aumneta hasta 1000 000 000 000 Oe (ya el flujo magnético debe conservarse). Este
valor de la intensidad del campo magnético resulta ser mil veces superior a la del
interior de los átomos. Como resultado, en el límite exterior de la corteza sólida de la
estrella neutrónica tiene lugar la reordenación de la estructura atómica de la sistancia:
los átomos se extienden a lo largo de las líneas de fuerza del campo magnetico (lo que
es análogo a la polarización de las moleculas en el campo electrico). De este modo
surgen las cadenas poliméricas de átomos. A temperaturas de l orden de 1 000 000K en
el superficie de la estrella neutrónica se conserva la neutralidad de los átomos (en
condiciones normales a semejantes temperaturas del gas ya estaría ionizado hace mucho
timpo!), y se forma una película polimérica superficial. Por otro lado, en los campos
magnéticos superfuertes las coliciones de ls partículas conducen constantermente a la
formación de positrones. Al chocar con la película polimérica estos positrones arrancan
de ésta haces de eletrones que, acelerándose en la magnetosfera de la estrella
neutrónica, originan una potente radiación electromagnética coherente (es decir, es igual
fase) no calórica. Con esto solamente irradian aquellas regiones de la estrella en la que
las líneas magnéticas de fuerza se extienden lejos de ésta. En dichos lugares se deben
observar manchas brillantes.
Variables Eruptivas Viejas
• Fuentes de Radoación X:
Agujeros Negros
Cuando las masas superiores a varias masas solares incluso la presión de los
neutrones degenerados no está en condiciones de oponerse a las fuerzas
gravitacionales, y nada puede retener la impetuosa compresión (colapso) de la
estrella.
El radio de la estrella en colapso se aproxima a cierto valor crítico Rg, determinado
por la relación:
Rg=2GM/cc,
Donde c es la velocidad de la luz. Para un valor así de radio del objeto, denominado
radio gravitacional de Schwarzchild, la velocidad parabólica resulta ser igual a la
velocidad de la luz. Esto significa que de la estrella con radio menor que la
gravitacional no pueden salir rayos de luz. Por consiguiente, este objeto en un
principio es inobservarble, aunque su existencia es admitida por las leyes de la
física e incluso necesariamente se deduce de ellas. Estos objetos pronosticados
teóricamente, que adsorven la luz, y que son capaces de atraer hacia sí a otras masas,
pero que no irradian nada, se denominan huecos negros.
En el interior de la esfera, limitada por el radio Schwarzchild, la velocidad de la
caída de la sustancia hacia el centro, al igual que la densidad, son tan grnades que
las leyes clásicas (de Newton) de la física dejan de cumplirse, y es necesario aplicar
las leyes de la teoría general de la relatividad, o de la física relativista. Por eso, los
huecos negros, conjuntamente con las estrellas neutrónicas, se denomina objetos
relativistas.
En ciertos casos especiales, cerca del hueco negro se puede observar la sustancia,
teniendo ésta las propiedades tan insólitas que la existencia del hueco negro
inobservable puede llegar a ser evidente.
Enana Blanca
Rigel: sistema binario
Witch Head Nebula
Magnitud Estelar
Hiparco de Nicea astrónomo griego (190-125 a.C.),
elaboró el primer catálogo estelar que se conoce,
estableciendo la clasificación del brillo de cada una de
las estrellas por un término que llamó "magnitud".
En 1856, Norman Pogson confirmó experimentalmente
el descubrimiento realizado décadas antes por William
Herschel, astrónomo de finales del siglo XVIII: que una
estrella de primera magnitud era alrededor de 100 veces
más brillante que una de la sexta magnitud. Desde
entonces, el cálculo del brillo de una estrella mediante
instrumentos fotosensibles se ha hecho imprescindible
para la astronomía.
Magnitud estelar
Debido a que la mayoría de la radiación que emite una
estrella está en equilibrio térmico con los gases calientes
que forman las capas externas de la estrella, una buena
aproximación de la radición de una estrella es la
radiación de la cavidad.
En 1850, el astrónomo inglés Norman R. Pogson (18291891) propuso una escala fija para las magnitudes
estelares que a partir de allí, ha sido adoptada.
Actualmente se habla de la magnitud visual o aparente
(m) de las estrellas, que es una medida subjetiva del
brillo de estas cuando las observamos desde la Tierra:
m = − log 2,512 (E )
Magnitud estelar
Las magnitudes estelares, obtenidas:
• Con utilización de fotómetros visuales (o con ojo) se denominan
visuales
• Con el método de las mediciones fotométricas de las imágenes
estelares se denominan fotográficas ( con una emulsión fotográfica
no sensibilizada )
• Con el método de las mediciones fotométricas de las imágenes
CI = U
B −−estelares,
VB
conseguidas en emulsiones con filtro de luz amarilla, se
denomina fotovisuales.
• Las determinaciones actuales del flujo de radiación de las estrellas
se obtiene con los métodos fotográficos, utilizando filtros (del
sistema internacional):
U - ultravioleta
B- azul
V- amarilla, visual
• y se examina una característica del color de la estrella: indice de
CI = m − m
color. Por ejemplo:
CI = U − B
CI = B − V
•
pg
pv
Magnitud estelar
La magnitud estelar calculada teniendo en
cuenta la radiación en todas las zonas del
espectro, se denomina bolométrica (se calcula
teóricamente)
La diferencia entre la magnitud estelar
bolomérica y la visual o fotovisual se denomina
corrección bolométrica y es mínima para
estrellas que irradian la mayor parte de toda su
energía en la parte visible del espectro y
depende en la Teff.
Magnitud estelar
Para dos estrellas con intensidades radiantes E1
y E2, la diferencia de magnitudes visuales m1 –
m2 puede ponerse como:
m1 – m2 = - log2,512E1/E2 ⇒ E1/E2 = 2,512-(m1-m2)
y en logartimos decimales:
log (E1/E2) = -0,4(m1-m2)
⇒ (m1-m2) = -2,5·log(E1/E2)
Magnitud estelar
La magnitud absoluta (M) de las estrellas, por
definición, es aquella que presentan dichos
cuerpos celestes si se midieran a 10 parsecs de
distancia. Utilizando las fórmulas anteriores y
tomando en cuenta que las iluminaciones de dos
estrellas son inversamente proporcionales al
cuadrado de la distancia que las separa se tiene:
M = m + 5 – 5logr
donde r es la distancia que existe entre la tierra y la
estrella y m es la magnitud aparente.
La cantidad (M – m) se denomina módulo de
distancia.
Magnitud estelar
Otras cantidades físicas importantes, como la
temperatura de una estrella (temperatura
efectiva) se pueden obtener a partir de las
mediciones anteriores.
La Ley de Stefan – Boltzmann establece:
E (T) = σTeff²Teff²
donde σ es una constante universal llamada
constante de Stefan – Boltzmann.
Magnitud estelar
Para calcular el radio (R) de las estrellas se
puede utilizar la siguiente fórmula:
logR = 1/2logL + 2log ( Teff sol / Teff estrella )
Galaxia espiral M81 en la
constelación de Ursa Mayor
Clasificación Dinámica
Estrellas Unitarias
Sistemas Dobles
Sitemas Triples etc.
Estrellas
Dobles
Estrellas Dobles
Las estrellas, por lo general, no se encuentran
aisladas, sino que se agrupan en sistemas de dos,
tres o más estrellas, incluso llegan a formar
cúmulos de centenares o miles de ellas.
Una estrella doble se puede definir como un par de
estrellas físicamente asociadas por la fuerza de la
gravedad y que giran en torno al centro de masas
del sistema.
Historia de Descubrimiento
Galileo Galilei
Muchas estrellas aparecen acompañadas, formando pares.
Utilizó estas asociaciones "aparentes" para estimar la
distancia a las estrellas
Definió paralaje.
Dedujo que la estrella más débil de cada par, siendo la más
lejana, podría servir de referencia para medir la paralaje de
la estrella más brillante y cercana.
Historia de Descubrimiento
John Mitchell
En 1767
Fue el primero en proponer que las asociaciones
entre las estrellas dobles podian ser reales;
correspondiendo éstas a pares de estrellas cituadas
a la misma distancia del sol, girando una alrededor
de la otra por fuerza de gravedad.
Por falta de evidencia esta propuesta no fue
considerada seriamente.
Historia de Descubrimiento
William Hershell
Estudio sobre distancia de estrellas dobles más brillantes.
Todas las estrellas tenían más o menos mismo brillo,
comparable al del Sol, y que por tanto todas las estrellas de
una magnitud dada estaban más o menos a la misma
distancia de nosotros.
Comprobó que Mitchell tenia razón, tras observar que en
muchos casos ambas estrellas se habian movido juntas e
incluso intercambiado posiciones
Historia de Descubrimiento
William Hershell
Brillo aparente
estelar no
necesariamente con su distancia.
esta
relacionado
Estudio del movimiento mutuo, forma más confiable
de medir sus masas.
Como resultado se aprendió que mientras hay
estrellas miles de veces más o miles de veces menos
luminosas que el Sol, es difícil encontrar estrellas que
sean diez veces más masivas o diez veces menos
masivas que el Sol.
Características de las Estrellas
Dobles
El movimiento de las componentes de un
sistema binario transcurre de acuerdo con las
leyes de Kepler.
Las estrellas pueden estar separadas por
una pequeña fracción de un año luz o por
cientos de unidades astronómicas.
El tamaño relativo de la órbita de cada
estrella es inversamente proporcional a su
masa.
El movimiento de los componentes de las estrellas binarias transcurre de acuerdo con
las leyes de Kepler: ambas componentes describen en el espacio órbitas elípticas
semejantes ( es decir, de igual excentricidad) alrededor del centro común de masas.
Esta misma excentricidad posee la órbita de la estrella-satélite respecto a la estrella
principal, si se considera que esta última es inmóvil.
El semieje mayor de la órbita del movimiento relativo del satélite alrededor de la
estrella principal es igual a la suma de los semiejes mayores de las órbitas de los
movimientos de ambas estrellas respecto al centro de masas. Por otro lado, las
magnitudes de los semiejes mayores de estas dos elipses son inversamente
proporcionales a las de las estrellas.
Así pues, si de las observaciones se conoce la órbita del movimiento relativo entonces,
basándose en la fórmula
= const , se puede determinar la suma
de las masas de las componentes de las estrellas binaria.
Si por el contrario, se conocen las relaciones de los semiejes de las órbitas del
movimiento de las estrellas respecto respecto al centro de masas, entonces se puede
hallar también la relación entre las masas y, por consiguiente, la masa de cada estrella
por separado.
En esto reside también el importantísimo papel del estudio de las estrellas binarias en la
astronomía: éste permite determinar una importante característica de la estrella, la
masa, cuyo conocimiento es imprescindible, como vimos, para la investigación de la
estructura interna de la estructura y de su atmósfera.
El movimiento de satélite respecto a la estrella principal se caracteriza por los elementos
de la órbita:
a-semieje mayor de la órbita, e-exentricidad de la órbita, i-inclinación del planode la órbita, P-período
de traslación del satélite, T-el momento de paso del satélite por el periastro, p-el ángulo de posición del
nodo (se denominan nodos a los puntos de intersección de la órbita con el plano de la imagen) de la
órbita y w-la longitud del periastro.
Aplicabilidad de las leyes de
Kepler.
Las estrellas orbitan en elipses al rededor de un centro
comun. Hay que denotar que en todo momento la linea que
une las dos estrellas pasa por el contro comun de masa.
Cada estrella barre areas
iguales en tiempos iguales.
La tercera lay tambien es aplicable, pero de
manera un poco mas formal. En el sistema
solar la masa de los planetas no es comparable
con la del sol. Asi que la masa del planeta se
ignora.
Parámetros de Medicion en Dobles
Magnitud: brillo aparente decada una de estrellas del par.
Distancia angular (D): separación entre ambas estrellas.
Segundos de arco .
Angulo de posicion (AP): angulo que formaría la línea
imaguinaria que une al par respecto linea N-S. Línea
imaguinaria parte de la principal (estrella más brillante)
hacia secundaria. Cuando ambas son de igual magnitud,
principal es la que está situada más al este.
Diagrama de Magnitudes
Clasificación de los sistemas
binarios
- Dobles ópticas
- Dobles Físicas
a) Dobles Visuales
b) Estrellas Variables a Eclipse
c) Dobles Espectrales
d) Dobles Estrechos
Clasificación de los sistemas
binarios
Estrellas Dobles Opticas - están lejos una de otras, pero se
proyectan en puntos muy cercanos en la esfera celeste. Son
aparentemente dobles pero fisicamente son independientes
Estrellas Dobles Físicas - es un sistema dinámico que bajo la
acción de las fuerzas de atracción mutua giran alrededor del
centro común de masas.
Estrellas Dobles Físicas se clasifican:
Estrellas Dobles Visuales - las estrellas binarias, cuya dualidad
se descubre durante las observaciones directas con el
telescopio.
Estrellas Dobles Eclipsantes - puede ser descubierta sólo
fotométricamente la
precencia de compañera por
disminuciones breves y periódicas del brillo en la otra.
Estrellas Dobles Espectrales - pueden ser descubierta sólo
espectroscópicamente
Los Sistemas Binarios Estrechos- Son unos pares de estrellas
distanciadas entre sí en magnitudes comparables con sus
dimensiones
Estrellas Dobles Opticas
Están lejos una de otras, pero se proyectan en puntos muy
cercanos en la esfera celeste. Son aparentemente dobles
pero fisicamente son independientes.
Estrellas dobles visuales
Las estrellas binarias, cuya dualidad se descubre
durante las observaciones directas con el telescopio. (Se
encuentran suficientemente apartadas entre sí y se ven
por separado claramente distinguibles).
En algunos casos el movimiento elíptico de la estrella
satélite alrededor de la estrella principal se descubre
con facilidad, pero normalmernte requiere una serie de
observaciones prolongadas, realizadas en distintas
épocas.
Se han registrado más de 60000 sistemas dobles
visuales. Aproximadamente en 2000 de ellos se lograron
descubrir movimientos orbitales con períodos desde
2.62 años hasta muchas de decenas de miles de años. Sin
embargo,
órbitas
fiables
se
han
calculado
aproximadamente para objetos con periodos que no
excedan de 500 años.
Estrellas dobles visuales
•
•
•
La órbita visible de la estrella binaria visual es la proyección de la órbita real sobre el
plano de la imagen. Por esto, para la determinación de todos los elementos de la órbita,
es menester, ante todo, conocer el ángulo i de inclinación. Este ángulo se pude hallar si
ven ambas estrellas. Su determinación se basa en el hecho de que la proyección sobre el
plano, perpendicular la rayo visual, la estrella principal no resulta estar en el foco del
elipse de la órbita visible, sino en otro punto interior de ella. La posición de este punto
queda unívocamente determinada por el ángulo i de de inclinación y la longitud
del
periastro. Así pues, la determinación de los elementos i y , y como asimismo de la
excentricidad e, es un problema puramente geométrico. Los elementos P, T y p se
obtienen directamente de las observaciones. El valor verdadero del semieje mayor a de
la órbita y visible a están relacionados por la fórmula
De las observaciones a y, por consiguiente, a, se obtienen en medida angular.
Solamente conociendo la paralaje de la estrella se puede hallar el valor del semieje
mayor en unidades astronómicas (u.a.).
Órbitas Elípticas de las Estrellas
Binarias Visuales
Alpha Centauro
Sirio
Castor
Estrellas Dobles Eclipsantes
Puede ser descubierta sólo fotométricamente la
precencia de compañera por disminuciones breves y
periódicas del brillo en la otra.
La magnitud estelar visible varía como resultado de los
eclipses, que periódicamente comienzan para el
observador terrestre, de una de las componentes del
sistema por la otra: los eclipses de la estrella principal
por el satélite y del satélite por la estrella principal.
El instante de tiempo en el que la estrella tiene una
magnitud estelar visible mínima se llama época del
máximo, y la magnitud es máxima, época del mínimo. (en
el curva del brillo).
La diferencia de las magnitudes estelares en el mínimo y
máximo se denominan amplitud, y el intervalo de tiempo
entre dos máximos o mínimos sucesivos, período de
variabilidad.
Estrellas Dobles Eclipsantes
Por el carácter de la curva de brillo de una estrella
variable eclipsante se pueden hallar los elementos de la
órbita de una estrella respecto a la otra, las
dimensiones relativas de los componentes, y en ciertos
casos incluso se pueden obtener una idea respecto a sus
formas.
En todasa curvas del brillo se observan dos mínimos:
uno profundo ( el más importante, corresponde a la
estrella principal por el satélite), y otro débil
(secundario), que surge cuando la estrella principal
eclipsa el satélite.
En la actualidad se conocen más de 4000 estrellas
variables a eclipse de distintos tipos. El período mínimo
conocido es casi una hora, y el máximo de 57 años.
Estrellas Dobles Espectrales
Debido a su cercanía, sus componentes no pueden separarse visualmente,
pueden ser descubierta sólo espectroscópicamente utilizando el efecto
Doppler de las líneas espectrales de su espectro.
Su espectro cambia de azul a rojo, que indica el movimiento de una estrella.
En los espectros de ciertas estrellas se observa un desdoblamiento periódico
u oscilación de la posición de las rayas espectrales. Si estas estrellas son
variables a eclipse entonces las oscilaciones de las rayas suceden con el
mismo período que la variación del brillo Con esto, en los momentos de las
conjunciones, cuando ambas estrellas se mueven perpendicularmente
respecto al rayo visual, la desviación de las rayas espectrales de la posición
media es igual a cero. En los momentos restantes se observa un
desdoblamiento de las rayas espectrales, comunes para los espectros de
ambas estrellas. El desdoblamiento de las rayas alcanza una mayor
magnitud cuando la velocidad radial de las componentes es máxima, una de
las ellas en dirección al observador, y la otra en la dirección opuesta. Si el
espectro que se observa pertenece solamente a una estrella ( y el espectro de
la otra no se ve debido a la debilidad de la estrella) entonces, en lugar del
desdoblamiento de las rayas, se observa el corrimiento hacia el rojo o hacia
azul del espectro.
Estrellas Dobles Espectrales
La dependencia respecto al tiempo de velocidad radial, determinada
por los corrimientos de las rayas, se denomina curva de las
velocidades radiales. La forma de la curva de las velocidades
radiales queda determinada solamente por dos parámetros: por la
excentricidad e de la órbita y por la longitud del periastro.
Cuando se conoce la curva de las velocidades radiales para una
estrella de dobles variables eclipsantes y espectrales, se obtienen los
elementos de la órbita y las magnitudes lineales, incluso sus masas.
En la actualidad se conocen cerca de 2500 estrellas dobles
espectrales. Aproximadamente para 750 de ellas se lograron
obtener las curvas de las velocidades radiales, que permiten hallar
los períodos de traslación y la forma de la órbita.
El estudio de las estrellas binarias espectrales es particularmente
importante, ya que permite formarse una idea respecto a las masas
estelares.
Simulación Estrellas Dobles
Espectrales
Dobles Estrechos
Son estrellas distanciadas entre sí en magnitudes comparables con
sus dimensiones. Por eso comienzan las interacciones de la marea
entre las componentes. Bajo la acción de las fuerzas de la marea
las superficies de ambas estrellas dejan de ser esféricas, las
estrellas adquieren una forma elipsoidal y en ellas surgen jorobas
del flujo, dirigidas una hacia la otra, igual que las mareas lunares
en el océano de la Tierra.
La forma que adquiere un cuerpo compuesto de gas queda
determinada por la superficie que pasa a través de los puntos con
varios valores iguales del potencial gravitacional centrífugo. Estas
superficies se denominan equipotenciales. El gas puede fluir
libremente a lo largo de la superficie equipotencial, lo que
precisamente determina la forma de equilibrio del cuerpo.
Para una estrella solitaria que no gira, las superficies
equipotenciales, son esferas concéntricas cuyo centro coincide con
el centro de masas. Esto explica la esfericidad de las estrellas
normales.
Dobles Estrechos
Para el sistema binario estrecho las superficies equipotenciales
tienen una forma complicada y forman varias familia de curvas. La
más interior de estas superficies abarca en forma de ocho ambas
estrellas y pasa por el punto L1 (interior) de Lagrange. Esta
superficie limita una región denominada cavidad interna de Rosse,
compuesta por dos volúmenes cerrados en cada uno de los cuales se
sitúan superficies equipotenciales, que determina la forma de las
estrellas deformadas por la interacción de la marea. Las otra dos
superficies críticas pasan, respectivamente, por el segundo y tercer
puntos (exteriores) de Lagrange L2 L3, y además, la última
superficie limita dos cavidades más, que contienen los puntos L4 y
L5 de Lagrange. Si las capas exteriores de las estrellas salen fuera
de los límites de la cavidad interna de Rosse, el gas, extendiéndose a
lo largo de las superficies equipotenciales, puede, en primer lugar,
pasar de una estrella a otra y, en segundo lugar, formar una
envoltura que abarque ambas estrellas.
Entre los dobles estrechas existe una multitud de las estrellas novas,
supernovas, Wolf-Rayet, y fuentes de radiación X.
De izquierda a derecha
Beta Del, separación: ~0.3” diferencia de magnitud de 3.5
Era Oph, A2V+A3V. Separacion: 0.4” delta mag = 0.3
Gamma CrB, B91V+A3V. Separacion: 0.6” delta mag = 1.5
Simulación de Transferencia de
Masa en Algol
Estrellas Dobles tipo Mira
Estrellas Binarias de Rayos X
Nebulosa ANT
Nebulosa del Reloj de Arena
NCG 7027
Ojo de Gato
Nova Cygni
Por medio del estudio de estrellas dobles
se obtiene información importante de las
estrellas, como su masa, radio, densidad,
temperatura y luminosidad.
El entender mejor a las estrellas, es un
paso hacia adelante en la comprensión de
los distintos procesos que se dan en el
espacio, como transferencia de materia y
energía.
EVOLUCIÓN ESTELAR
Las Fases de la Evolución Estelar Son:
Creación de la Estrella
Evolución en la Presecuencia Principal,
Fase de la Secuencia Principal
Evolución en la Postsecuencia Principal
Fase final.
Creación de la Estrella (Colapde Gravitacional)
Las estrellas se originan por el colapso gravitacional de
nubes interestelares difusas de gases o de polvo.
Para esto las fuerzas gravitacionales dirigidas hacia el
centro de la nube tiene que ser mayor que las fuerzas de
presión y turbulencia, las cuales están dirigidas hacia
afuera.
La inestabilidad gravitacional se dá cuando se cumple el
criterio de Jeans.
Las causas del colapso gravitacional son:
Exteriores: la explosión de una SN cercana.
Interiores: choques entre estrellas y oscilaciones
en la densidad estelar (que producen aumento la
densidad y la masa total del nube) y separación
de gases fríos y calientes (inestabilidad térmica).
Normalmente se observa la creación de los cúmulos estelares.
Los lugares de evolución estelar actual en la Vía Láctea son los brasos espirales.
Se habla de protoestrellas cuando las condensaciones del gas originadas de la
nube colapsada, ha colapsado tanto que cada parte es ópticamente densa y que
ha alcanzado un estado de equilibrio hidrostática en el centro.
La intensidad y temperatura de las protoestrellas depende de la masa.
Todas las protoestrellas se encuentran en el diagrama de Hertzsprung-Russell
sobre El tiempo de contracción varia según la masa de la estrella y esta entre
los
10 5 y 10 8 años.
Evolución en la Presecuencia Principal
Desde la linea de Hayashi, la estrella de acuerdo con su masa se
acerca a un lugar de SP.
Antes de alcanzar la secuencia principal cada estrella se
encuentra en un fase turbulenta.
Las estrellas variables eruptivas T-Tauri son probablemente
representantes de esta fase.
Sobre los procesos exactos de esta fase sólo se pueden hacer
especulaciones.
En general se cree que según la masa de la protoestrella
originada, una gran parte es su envoltura se escapa por presión de
radiación y se contrae.
Evolución en la Secuencia Principal
Fase más poblada, formada por estrellas normales,
(estables), dura aproximadamente 1 0 6 - 1 0 11 años.
La transformación de energía se lleva a cabo por medio de
la fusion de hidrogeno a helio.
Ciclo del Carbono (CON): Estrellas con masa superior a
1.4 masas solares, están en la fase superior de la fase
principal.
Reacción Protón-Protón (PP): Estrellas con masa igual o
inferior a 1.4 masas solares, en la parte inferior de la
secuencia principal.
Evolución en la Postsecuencia Principal
Independientemente de su masa la estrella deja la
secuencia principal al finalizar la fusión de hidrogeno a
helio en el núcleo.
En la región central se alternan nuevas fusiones
nucleares con fases de contracción y expansión de la
envoltura despees de la terminación de la fusión de
hidrogeno al helio-fase GIGANTES.
Cuando el helio en el centro se convierte casi por
completo en carbono por medio del proceso triple alfa,
esta reacción va a parar a una región de capas, de tal
forma que la estrella tiene en lo sucesivo dos capas de
combustión: en la capa superior se produce el ciclo
CNO y en la inferior el proceso triple alfa.
Evolución en la Postsecuencia Principal y Fases finales
dependen en la masa estelar!
Estrellas con Mestrella < 0.5 Msolar
Son estrellas muy pequeñas.
No se pueden convertir en Gigantes.
De la SP pasan a ser enanas blancas.
Cuando todo el combustible nuclear
(incluyendo elementos más pesados que el
helio) se haya terminado, la estrella se
enfriará y compactará convirtiéndose así
en una enana blanca.
Estrellas con 0.5 Msolar < Mestrella < 1.4 Msolar
Cuando la estrella ya casi ha consumido la
totalidad del hidrógeno sube un poco en la
SP y se convierte en una gigante roja.
Posteriormente la estrella se vuelve muy
inestable y se convierte en un enana
blanca.
El diámetro de la enana blanca oscila entre
los 4.000 y los 2.800 km. y su temperatura
se sitúa entre los 100.000K y los 4.000K.
Poco a poco la estrella se va enfriando y
apagando lentamente hasta hacerse
invisible (enanas negras).
Estrellas con 1.4 Msolar < Mestrella < 2.5 Msolar
Cuando la estrella ya casi ha consumido
la totalidad del hidrógeno sube un poco
en la SP y se convierte en gigantes
brillantes.
Posteriormente, se explotan como Novas
o Supernovas.
Finalmente colapsan y se convierten en
estrellas Neutrónicas.
Estrellas con Mestrella > 2.5 Msolar
Cuando la estrella ya casi ha consumido la
totalidad del hidrógeno sube un poco en la SP y
se convierte en Supergigantes.
Posteriormente, se explotan varias vecez como
Novas y Supernovas.
Despues colapsan y se convierten en estrellas
Neutrónicas.
Finalmente pueden convertir a Sagujeros
Negros.
Fuentes electrónicas y bibliográficas
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http://www.mreclipse.com/
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http://www.casca.ca
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http://sohowww.nascom.nasa.gov
http://www.astrored.com
http://heavens-above.com
http://www.solarviews.com
http://www.noaa.gov
http://hubblesite.org
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P. I. Bakulin, E.V. Kononovich, Moroz, V.I. (1983) “Curso de Astronomía
General” Editorial MIR, Moscú, URSS
Material archivado en el CINESPA – Planetario
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Este material fue compilado por MSc Lela Taliashvili,
Escuela de Física, UCR