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