clasificacion de estrellas lonnie pacheco

CLASIFICACION DE ESTRELLAS

Lonnie Pacheco

Esta conferencia llega a Usted gracias a

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El primero en intentar una clasificación estelar fue Hiparco (190 a.C.)

Su idea fue diferenciar a las estrellas según su brillo, y las ordenó por “magnitud”, empezando por las 20 más brillantes

Till Credner y Sven Kohle

Hiparco estableció 6 órdenes de magnitudmagnitud 1 = + brillante, magnitud 6 = - brillante

Magnitud 1

Magnitud 2

Magnitud 3

Magnitud 4

Magnitud 5

Magnitud 6Till Credner y Sven Kohle

Cuando en 1609 Galileo apuntó su telescopio hacia las estrellas, aparecieron astros de magnitud menor (7, 8, 9, etc)

Aún antes, y sin afán de clasificar, las estrellas ya habían recibido nombres propios en base a su aspecto o color.

Antares

Regulus

John Chumack

Regulus

Algol

Mira

Hillary Mathis, .A.Sharp/ OAO/AURA/ SF

¿De dónde obtienen su color las estrellas?

CLASIFICACION ESPECTRALCLASIFICACION ESPECTRAL

Nacimiento de la espectroscopía

En 1665 Newton dedicó gran parte de su tiempo al estudio de la Luz

Newton demostró que un prisma podía descomponer un rayo de luz solar blanca en diferentes colores

Los colores que el prisma separaba eran los mismos que se observan en el Arcoiris y aparecían en el mismo orden

Los colores que el prisma separaba eran los mismos que se observan en el Arcoiris y aparecían en el mismo orden

La banda multicolor que resulta de la descomposición de la luz recibió el nombre de “espectro”

Un espectro sin interrupciones se llama Espectro Continuo

Cualquiera que se exponga a la luz blanca del Sol, sentirá calor después de unos instantes

Si una persona viste ropa negra, la absorción de la luz solar será mayor y sentirá más calor (por eso en verano se usan colores claros)

En 1800 William Herschel realizó un experimento: pintó de negro un termómetro y lo expuso a los rayos de Sol.

La temperatura ascendió rápidamente

¿Pero...qué pasará si el termómetro recibe sólo una

parte del espectro parte del espectro solar?

Herschel tomó la temperatura del espectro, colocando un termómetro en cada color y observando la reacción del mismo

Cuando un termómetro fue situado fuera del espectro, a un lado del rojo...¡Su temperatura se incrementó!

Herschel descubrió que el Sol también emitía luz no visible. Por su aparición al lado del rojo, se le llamó luz infrarroja

En 1801 Johann Wilhelm Ritter descubrió otra forma de luz no visible, más allá del violeta. Hoy la llamamos radiación UltraVioleta (UV)

Johann Wilhelm Ritter

El Espectro visible e invisibleconstituye el Espectro Electromagnético

En 1802 William Wollaston observó que el espectro de la luz solar no era continuo, pues era interrumpido por una serie de líneas oscuras

William Wollaston

En 1814, Joseph Fraunhofer hizo un estudio similar e identificó una gran cantidad de líneas oscuras en el espectro del Sol

En 1814, Joseph Fraunhofer hizo un estudio similar e identificó una gran cantidad de líneas oscuras en el espectro del Sol

Joseph von Fraunhofer

Fraunhofer clasificó alrededor de 600 líneas oscuras

N.A.Sharp, NOAO/NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF

Fraunhofer observó que las líneas no aparecían al azar. Su ubicación en el espectro era específica y registró la posición

de más de 300 de ellas

Joseph von Fraunhofer

En 1861 William Huggins demostró que podía reproducir estas líneas sobre una fuente de luz utilizando elementos conocidos

Los distintos elementos absorbían determinados colores del espectro. Así, se les llamó “líneas de absorción”

Magnesio

Sodio

Oxígeno

Para sorpresa de muchos, las líneas de absorción demostraban que el Sol estaba hecho de materia común y corriente

Para sorpresa de muchos, las líneas de absorción demostraban que el Sol estaba hecho de materia común y corriente

Cuando llegó el turno a las estrellas, sus espectros también presentaron líneas de absorción, pero en patrones muy variados

SIRIUS

BETELGEUSE

Así, inició la clasificación espectral de las estrellas

En 1872 Henry Draper registró fotográficamente el primer espectro de una estrella –además del Sol: Vega

Henry Draper

Además de Draper, Edward Pickering tenía un profundo interés en los espectros estelares y propuso una clasificación espectral ordenada

alfabéticamente. (A-Q)

Los resultados aparecieron publicados en 1890, pero luego reordenaron la secuencia.

El legado de Draper pasó a manos del Observatorio de Harvard, donde –al lado de Pickering- Annie Jump Cannon clasificó de 1918 a 1924

¡más de 450,000 estrellas!

Annie Jump Cannon

Observatorio de Harvard

Los resultados se publicaron como el Catalogo Henry Draper, con el registro espectral de todas las estrellas hasta magnitud 9

Annie Jump Cannon

Catalogo Henry Draper

Annie Jump Cannon simplificó la clasificación espectral de las estrellas en 7 tipos: O, B, A, F, G, K, M

Para recordar la secuencia se aplica la nemotecnia:Oh, Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me

Claro que cada persona puede armar su propia frase, como:Osama BinLaden Adora Formar Gente Kamikaze Musulman

[autor: David Licona Quintanilla]

Visite http://www.powerhouseanimation.com/wos.html

Además de su espectro, las estrellas mostraban una variedad de colores, desde el rojo hasta el azul

ALDEBARAN

CASTOR

SIRIUS

BETELGEUSE

En 1893, el físico alemán Wilhelm Wien descubrió que existía una relación entre la temperatura de un objeto caliente y su color

A medida que la temperatura aumentaba, la longitud de onda más emitida disminuía

Antares

Para cuando Annie Jump Cannon había terminado la clasificación espectral, no había dudas: los colores de las estrellas estaban

relacionadas con su temperatura

Regulus

Así, una estrella roja es “fría” y una azul, caliente

Así, el orden que Annie Jump Cannon dio a la Clasificación Espectral depende de la temperatura

30,000°

3,000°

CALIENTE

EXTRAORINARIAMENTE CALIENTE

FRIO

EXTRAORINARIAMENTE FRIO

Este esquema se basa en la temperatura superficial de la estrella y no tiene relación directa con su masa, luminosidad, o composición

Sin embargo, es una referencia para conocer el resto de la estrella

RadioMessier 87/ Very Large Array

60°K

RADIO LUZ BLANCAIR UV RAYOS X GAMMA

IR2 Micron All Sky Survey

600°K

RADIO LUZ BLANCAIR UV RAYOS X GAMMA

VisibleJonathan Casselman

6000°K

RADIO LUZ BLANCAIR UV RAYOS X GAMMA

UV

60,000°K

Omega Centauri/ HST

RADIO LUZ BLANCAIR UV RAYOS X GAMMA

Rayos X

6’000,000°K

Nebulosa Planetaria NGC 6543/ CHANDRA

RADIO LUZ BLANCAIR UV RAYOS X GAMMA

Con una temperatura de 36°C, el cuerpo humano emite radiación IR

30,000°

En 1911, los astrofísicos Ejnar Herzsprung y Henry Norris Russell publicaron un estudio donde indicaban que existía una relación entre la

temperatura y la luminosidad de las estrellas

ESTRELLAS SUPER LUMINOSAS

3,000°ESTRELLAS OSCURAS

DIAGRAMA

H-RH-R(Hertzsprung-Russell)

En el 90% de los casos estudiados, las estrellas se situaban a lo largo de una diagonal hoy llamada: Secuencia o Serie Principal

En el Diagrama HR, cualquier estrella tiene cabida, si se conoce su temperatura y su luminosidad

Las estrellas que están en la Serie Principal y que son de tipo espectral O tienen en común lo siguiente:

Tipo Espectral O

Son las estrellas más calientes de la Galaxia

Son las más masivas (> a 20 M -masas solares-)Son las más masivas (> a 20 M -masas solares-)

Son las más brillantes ( a mayor calor, mayor luminosidad)

Son estrellas gigantes

Son las más azules (a mayor calor, la radiación emitida es de mayor energía)

Son las que más pronto mueren ( a mayor calor, mayor consumo)

Son las más raras (escasean, sólo se les encuentra en los brazos espirales de la Galaxia)

Las estrellas que están en la Serie Principal y que son de tipo espectral M tienen en común lo siguiente:

Tipo Espectral M

Son las estrellas menos calientes de la Galaxia

Son las menos masivas (-0.10 M)

Son las menos brillantes (a menor calor, menor luminosidad)

Son estrellas enanas

Son las más rojas (a menor calor, la radiación emitida es de menor energía)

Son las que más viven ( a menor calor, menor consumo)

Son las más abundantes ( ocupan el 70-80% de la población galáctica)

Evolución Estelar

I.- Protoestrellas

Hr 4796

HH30/ HST

II.- Enanas Cafés

Gliese 623 A/B

Características de una enana café

III.- Clasificación según el tipo espectral Espectral

IV.- Estrellas en la Secuencia Principal

V.- Estrellas fuera de la Secuencia Principal

Estrellas supergigantes

Estrella Supergigante Roja

Tamaño de la estrella

Tamaño de la órbita terrestre

Tamaño de la órbita joviana

VI.- Estrellas Variables

Variables Intrísecas (evolución)

Son estrellas que varían por contracción y expansión. La mayoría son estrellas viejas gigantes o súper gigantes. Los cambios en su diámetro provocan que la temperatura superficial varíe, así como su brillantez

Mira (La Maravillosa), en la constelación de Cetus- es el ejemplo más famoso de las estrellas de este tipo. Son gigantes rojas de masa muy

inferior al Sol. Están moribundas y son muy abundantes.

Son muy regulares y las diferencias de brillo son sorprendentes: de 2 a 8 magnitudes. Según cada caso, sus períodos varían de 80 a 1000 días

Variable Eclipsante Algol

VII.- Sistemas Múltiples

Castor

VIII.- Estrellas “muertas” o falsas

Enanas blancas

Enana blanca

Nebulosa Planetaria Helix (NGC 7293) Nebulosa Planetaria Helix (NGC 7293)

Masa de enana blanca

Nova Delphini

Nova

supernovas

Estrellas de neutrones

pulsares

cuasares

Cuasar 3C 273

(PARENTESIS)

Como la luz se propaga a manera de una onda, se puede manifestar en muchas longitudes de onda (o colores)

Longitudes de onda

LARGASCORTAS

Espectro continuo, de absorción y de emisión

En el Diagrama HR, cualquier estrella tiene cabida, si se conoce su temperatura y su luminosidad

Paralaje

Ubicación de distintas estrellas en el diagrama HR

Estrella amarilla

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