. Marina Martínez Jiménez

1

Propietats estel·lars. Com de brillants són les estrelles? Luminosity: energia electromagnètica total emesa per unitat de temps. Aparent brightness d'una estrella depèn de la distància (és inversament proporcional al quadrat de la seva distància); i de la lluminositat, L (E/t). També depèn de la absorció interestel·lar.

La escala de magnitud: Aparent magnitude: mesura de la quantitat de llum rebuda d'un objecte del cel. El mesurament de la quantitat de llum rebuda per una estrella és fotometria. L'escala original de magnituds la va fer l'astrònom grec Hipparchus, el qual va distingir només 6 tipus de brillantor a simple vista. Escala logarítmica. Com es pot observar a la taula, una diferència en 5 de magnitud correspon a una diferència de brillantor de 100. A baix, escala de magnituds aparents:

Quant de lluny estan les estrelles?

Per saber la lluminositat d'una estrella necessitem saber la seva distància i la seva magnitud aparent.

Usant parallax estel·lar:

Distància (en parasecs) = 1/parallax angle (en arcsegons) 1 parasec = 3'26 anys llum Estrella més propera al Sol és Pròxima Centauri amb un angle de parallax de 0'76" = 4'3 anys llum = 270.000 AU.

Magnitud Absoluta: és la magnitud aparent que té una estrella a una distància de 10 parasecs des de la Terra. Dóna una bona escala per comparar estrelles (i galàxies) amb actual/intrínseques lluminositats.

. Marina Martínez Jiménez

2

Stellar sizes: Moltes estrelles no es poden ubicar amb exactitud, i per tant no podem mesurar el seu radi directament, necessitem mètodes indirectes. De la llei Stephan-Boltzmann: la lluminositat d'una estrella (L) és proporcional al seu (radi)2 x T4 Betelguese (imatge dreta), a Orió, és una supergegant vermella amb una T=3000K. Riguel, també a Orió, és una supergegant blava a T=20.000K. Temperatures estel·lars i colors: 2 mesuraments són suficients per calcular la temp d'una estrella. Per bandes electromagnètiques estretes s'utilitzen filtres per mesurar la lluminositat. En resum, la relació B/V (blue band/ visible band) és suficient per traçar la corba d'una blackbody i determinar la T. (figura dreta) Classificació espectral: - Un espectre d'absorció detallat també ens proporciona informació sobre la temperatura. - Estrelles calentes O tenen línies d'absorció fortes d'Heli. Per què? doncs perquè són estrelles blaves, per tant alta T, això vol dir que són joves i que fan molta fusió d'H que passa a He (suposo jo). - En totes les estrelles, l'H és responsable de moltes línies d'absorció fortes. Classe espectral: Al 1913, Norris-Russell va traçar una grafica de classes espectral versus magnituds absolutes per un rang d'estrelles. Hi havia una tendència o patró clar, el qual va conduir a la Seqüència Principal. La Seqüència Principal:

Parallax espectroscòpic: pot calcular/mesurar la T d'un espectre de blackbody; pot trobar el seu lloc al diagrama H-R; d'aquí deduir la lluminositat o magnitud absoluta; i comparant la magn absoluta amb la aparent, podem calcular la distància.