08 estrellas normales
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8. Estrellas normales
Propiedades básicas de las estrellas
• Balance entre la presión (colapso gravitatorio) y la presión de radiación:
M Pc Tc L
• La estrella “típica” es el Sol:
M = 1 M Θ ~ 2 x 1030 kg
R = 1 R Θ ~ 696.000 km
L = 1 L Θ ~ 3.9 x 1026 W
Teff ~ 5785 K
Los parámetros de las estrellas
Si deseamos convertir a las estrellas en objetos de estudio físico, debemos ser capaces de determinar sus principales propiedades:
MASAMASAFLUJO FLUJO
TEMPERATURATEMPERATURA
RADIORADIOLUMINOSIDADLUMINOSIDAD
COMPOSICIÓNCOMPOSICIÓN
ESTRUCTURA INTERNA
ESTRUCTURA INTERNA
MECANISMOSMECANISMOS
DISTANCIA DISTANCIA
Observables:- Magnitud- Índices de color- Paralajes- (…)
Parámetros físicos:Deben ser unívocos independientemente de la interpretación de las observaciones.
Magnitudes derivadas:No podemos observarlas, pero podemos derivarlas de los datos anteriores. Pueden depender de la teoría física del objeto.
Estrellas binariasLas estrellas binarias se convierten en un “recurso natural” que nos permiten obtener información adicional sobre los parámetros estelares.
Aproximadamente el 50% de las estrellas de nuestra Galaxia son sistemas binarios o múltiples.
Tipos de binarias:
ÓPTICASSon sólo un efecto visual, no permiten obtener información suplementaria.
ÓPTICASSon sólo un efecto visual, no permiten obtener información suplementaria.
VISUALES Es posible ver ambas estrellas y, en ocasiones, observar su movimiento.
VISUALES Es posible ver ambas estrellas y, en ocasiones, observar su movimiento.
ASTROMÉTRICASSólo vemos una estrellas, pero muestra un movimiento peculiar.
ASTROMÉTRICASSólo vemos una estrellas, pero muestra un movimiento peculiar.
ECLIPSANTESSi el plano del sistema está sobre la visual, vemos variaciones del brillo del sistema, aunque no resolvamos los cuerpos individuales.
ECLIPSANTESSi el plano del sistema está sobre la visual, vemos variaciones del brillo del sistema, aunque no resolvamos los cuerpos individuales.
ESPECTROSCÓPICASA través de la observación del espectro de un objeto, somos capaces de inferir la presencia de otros en su entorno.
ESPECTROSCÓPICASA través de la observación del espectro de un objeto, somos capaces de inferir la presencia de otros en su entorno.
Determinación de la masa en binarias visuales
Del problema de 2 cuerpos:
1 2 2
2 1 1
m a
m a
αα
= =SeparaciónAngular Real
Normalmente el sistema posee una inclinación i con respecto a la visual:
1 2 2
2 1 1
cos
cos
m i
m i
α αα α
= =%
%
Aplicando la 3ª Ley de Kepler:
32 3
1 2 2
4
cos
dm m
G i P
π α + = ÷ %
SeparaciónAngular Aparente
Distancia al sistema Período
SeparaciónAngular Total Aparente
Determinación de la masa en binarias espectroscópicasSupongamos ahora el caso opuesto, en el que el ángulo de inclinación es de 90º. Mediante el desplazamiento Doppler podremos dterminar las velocidades radiales de las componentes:
21 2 2
12 1 1
rr
r r
vm v vseni
vm v vseni
= = =
Aplicando la 3ª Ley de Kepler:
31 2
1 2 3
( )
2 sinr rv vP
m mG iπ
++ =
Pero muchas veces no podemos ver los dos cuerpos:
3 332
121 2
sin
( ) 2 r
m i Pv
m m Gπ=
+
Determinación del radio estelar en binarias eclipsantes
ta
tb
td
tc
tf
tg
te
th
( )2small b a
vr t t= −
( )2big small c b
vr r t t= + −
Velocidad relativa entre las estrellas
Si tenemos sistemas binarios eclipsantes, en particular si el sistema está colocado en la dirección perpendicular a la visual, es posible determinar los radios de las estrellas.
Para ello es necesario conocer la velocidad relativa entre las dos estrellas, lo que puede precisar otras medidas, por ejemplo espectroscópicas.
Determinación de temperaturas
ta
tb
td
tc
tf
tg
te
th
Comparando la profundidad de los eclipses, podemos obtener información sobre el cociente de las temperaturas de las dos estrellas:
4
0 1
0 2
st small
nd big
F F T
F F T
− = ÷ ÷−
También es posible analizar el flujo medido en Tierra de una estrella individual para tratar de obtener la temperatura del objeto a partir de la Ley de Planck y sus derivados.
Técnicas interferométricas para determinar el radio estelar
Los tamaños de las estrellas
Secuencia principal: 0.1 - 4 radios solares
Gigantes: 1 – 50 radios solares
Hipergigantes: 30 – 2000 radios solares
Enanas marrones: 0.05 – 0.15 radios solares
Enanas blancas: 0.005 – 0.01 radios solares
La relación Masa-LuminosidadLa mera observación de sistemas binarios visuales y espectroscópicos fue suficiente para determinar la presencia de una relación entre la masa de las estrellas y la luminosidad que emiten. Esta relación es de tipo exponencial y depende del rango de masas estelares:
Clasificación espectral
Clasificación de HarvardSe basa en la presencia e intensidad de diferentes líneas de absorción: series de Balmer del H, He, H+K del Ca, TiO,…
Originalmente el orden era alfabético.
Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweetheart
Oh Brother Another F is Gonna Kill Me!!
Diagrama de Hertzsprung-Russell (HR)
• Representamos las estrellas como magnitud absoluta frente a tipo espectral o temperatura.
• m – M = 5log[r(pc)] – 5
• El Diagrama HR también se utiliza inversamente, para calcular distancias.
• Las estrellas ocupan diferentes posiciones en el diagrama HR en función de su rango evolutivo.
• La mayor parte del tiempo la pasan en la región conocida como Secuencia Principal.
• El tiempo que pasan dentro de la secuencia principal es inversamente proporcional al cuadrado de la masa.
Estructura estelar (Secuencia Principal)
• Las estrellas se encuentran en equilibrio hidrostático.
• La composición básica de las estrellas es H + He (~ 25%) + “metales”
• La energía se genera en el núcleo por fusión termonuclear y se transporta al exterior en tiempos del orden de 1 My.
• El transporte de energía se produce por radiación o convección según la capa.
El Núcleo
• T ~ 107 – 109 K ; P ~ 1010 – 1012 bar ; ρ ~ 160 – 1000 gr/cm3
• Las reacciones consumen la masa de la estrella según E = mc2
• La cadena fundamental es la protón – protón pero se producen otras como el ciclo del carbono en estrellas más pesadas y se pueden fusionar otros elementos en las etapas finales, cuando se va agotando el combustible, pero siempre a mayores temperaturas.
Reacciones termonucleares
• La cadena protón-protón no es única, sino que presenta varias posibilidades en función de la temperatura del núcleo.
• En el Sol la cadena ppI es la dominante, pero según aumenta la temperatura las cadenas ppII y ppIII se van volviendo más importantes.
• En todas ellas se liberan neutrinos que se llevan aproximadamente el 2% de la energía generada en la creación del átomo de Helio.
• Cuando la temperatura del núcleo aumenta aún más, el ciclo CNO se vuelve más eficiente.
2 17CNOR n Tµ
2 4PPR n Tµ
Origen de los elementos químicos
Big Bang
Estrellas intermedias
Estrellas masivas
H, D, 3He, 4He + trazas de Li, Be, B
He, C, elementos más pesados que el Fe por captura lenta de neutrones
C, O, Ne, … Fe, elementos más pesados por captura rápida hasta Th, U
M < 10 MΘ
Región intermedia
• Dependiendo de la opacidad de cada capa el transporte de energía se realiza por radiación o por convección.
• La opacidad depende de la temperatura y de la presión.
Núcleo 50% M & 25% R
Zona radiativa 70% R
Zona convectiva 5% R
Atmósfera Fotosfera (~ 300 kms, T ~ 5700 K)
Cromosfera (~ 1500 kms, T ~ 25000K)
Corona (~ 1 R, T ~ 106 K)
10 MΘ 1 MΘ0.5 MΘ
La fotosfera
• Los fotones que observamos en las longitudes de onda del visible provienen de esta región de la atmósfera solar.
• La razón es que por debajo, el Sol se vuelve opaco a la radiación y no permiten que escapen estos fenómenos.
• Las capas situadas por encima, en cambio son relativamente transparentes a la radiación y permiten que los fotones escapen.
• En la fotosfera se observa la granulación debida a los fenómenos convectivos que subyacen en las capas inferiores.
• Cada célula convectiva puede vivir unos 10 minutos como máximo.
• El tamaño de cada gránulo es de unos 1000km aunque se agrupan es super gránulos que alcanzan típicamente 30.000kms.
La cromosfera
• La cromosfera no es visible normalmente porque la fotosfera es varios órdenes de magnitud más brillante en casi todas las longitudes de onda.
• El mecanismo que transporta energía desde las capas inferiores a través de la fotosfera hasta la cromosfera, elevando su temperatura por encima de la capa anterior, sigue siendo desconocido.
• En la cromosfera se observan los filamentos, espículas y prominencias, que muestran incrementos locales de la densidad debido al transporte de masa asociado con las líneas de campo magnético.
• Por encima de ella, se sitúa la corona, aún más caliente y, de nuevo, con una temperatura cuyo origen permanece siendo un misterio.
Actividad solar
• Las cargas en el interior del núcleo en movimiento generan un intenso campo magnético.
• La combinación de este campo con la rotación diferencial y los movimientos verticales de la zona convectiva producen un acoplamiento entre la hidrodinámica y el magnetismo solar magnetohidrodinámica.
• La interacción de los campos magnéticos con la “superficie” del Sol genera zonas más frías (1500 – 2000 K) manchas solares.
• En la cromosfera se desarrollan también protuberancias y llamaradas o flares que dan lugar a las tormentas solares.
• A lo largo de su vida las manchas solares van desplazándose desde latitudes altas hasta el ecuador, donde finalmente desaparecen.
• Además, pueden experimentar variaciones significativas de forma y tamaño con fusiones o separaciones.
