Formación de las Estrellas. Estrellas binarias. Dr. Lorenzo Olguín R. Universidad de Sonora
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- Rosa Araya Quintero
- hace 8 años
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1 Formación de las Estrellas. Estrellas binarias. Dr. Lorenzo Olguín R. Universidad de Sonora
2 Nacimiento de una estrella
3 Vía Láctea
4 Nebulosa del Águila Estrellas en el interior de la nube
5 Orión
6 Caricatura de la formación de una estrella de baja masa y sus planetas Colapso de la nube molecular La rotación forma un disco. Acreción de material al centro. Protoestrella en el centro Estrella y grumos en el disco Protoplanetas Sistema planetario
7 Agrupaciones de estrellas M13: Cúmulo globular Pléyades: Cúmulo abierto
8 Estrellas: solas o en grupos! Estrellas solas! Estrellas con compañeras (sistemas múl7ples): 2 => binarias 3 => sistemas triples 4 ó más => sistemas múl*ples! Cúmulos de estrellas: galác7cos o abiertos y globulares.
9 Estrellas binarias La mayoría de las estrellas forman parte de un sistema sistema binario.
10 Una primera clasificación Las binarias se pueden clasificar de acuerdo a su separación: Binarias distantes: separación de decenas a cientos de UAs y periodo orbital de decenas a miles de años. Binarias cercanas: separación cercana a una UA o aún al radio estelar. El periodo orbital va desde horas hasta a unos pocos años.
11 Otra clasificación Tipos de binarias: Binarias visuales: se ven las estrellas como componentes separadas. Binarias astrométricas: solo se ve una componente, pero muestra un movimiento propio variable. Binarias espectroscópicas: se descubren en base a su espectro. Algunas líneas muestran corrimiento Doppler periódico o hay dos grupos de líneas espectrales (uno de cada estrella). Binarias fotométricas (o variables eclipsantes): una de las componentes pasa regularmente enfrente de la otra y provoca cambios en la luminosidad del sistema.
12 Binarias visuales Para conocer su órbita hay que observarlas regularmente durante varios años o décadas. La órbita real es diucil de conocer porque el plano de la órbita puede estar inclinado. Para conocer el tamaño real de la órbita hay que conocer la distancia al sistema. Si conocemos los parámetros orbitales, podemos encontrar las masas de las estrellas. ξ UMa fue la primera binaria a la que se le determinó la órbita: las masas de sus componentes son 1.0 y 1.3 masas solares.
13 Binaria Visual 70 Ophiuchi
14 Binaria Visual Kruger
15 Binarias astrométricas! Solo se ve la más brillante (primaria). Si se puede determinar su masa (usando la luminosidad), se puede es7mar la masa de la estrella no visible (secundaria).! La primera binaria astrómetrica fue Sirio (aprox. 1830)! El método u7lizado en el estudio de binarias astrométricas se ha u7lizado para buscar planetas girando alrededor de estrellas cercanas.
16 Binarias espectroscópicas No se pueden separar las componentes usando imágenes, ni con los telescopios más poderosos. El espectro muestra una variación regular: las líneas espectrales se desplazan en longitud de onda debido al movimiento de las estrellas que la forman.
17 Binarias espectroscópicas Con algunas aproximaciones, se puede es7mar la masa de las componentes (excepto por un factor sin(i), donde i es el ángulo de inclinación de la órbita).
18 Binarias fotométricas l Hay una variación periódica en el brillo total debido al movimiento de las estrellas del sistema.! La gráfica de brillo como función del tiempo se llama curva de luz. Ejemplo de curva de luz:
19 Binarias fotométricas! La curva de luz de una binaria muestra variaciones en brillo muy par7culares (a diferencia de estrellas variables no binarias).! El cambio en brillo se puede deber a eclipses entre las componentes. A estas binarias se les llama variables eclipsantes. De acuerdo a su curva de luz, se clasifican en:! Tipo Algol! β Lyrae! W Ursa Majoris! Hay sistemas binarios donde no hay eclipses, debido a la elip7cidad de la órbita. Se les llama variables elipsoidales.
20 Binarias tipo Algol Sol Algol Magnitud Tiempo [horas]
21 Binarias tipo β Lyrae Sol β Lyrae Magnitud Tiempo [días]
22 Binarias tipo W Ursa Majoris Sol W Ursae Majoris Magnitud Tiempo [horas]
23 Temperatura y radio estelar
24 Temperatura estelar Temperatura central ~10 6 K Temperatura superficial ~10 3 K
25 Temperatura efec7va! Flujo de un cuerpo negro: Ley de Stefan- Boltzmann F = σ T 4 donde σ es la constante de Stefan- Boltzmann σ = 5.67 x 10-8 W/(m 2 K - 4 )! La luminosidad de una estrella: L = 4π R 2 F L = 4π R 2 σ T 4 T es la temperatura efec*va de la estrella.! También se puede es7mar de la ley de desplazamiento de Wien λ max T = 2.9 x 10 7 Å K
26 Radios de las estrellas! Solo al Sol le podemos hacer una medición directa.! Para las estrellas cercanas y brillantes se u7liza la interferometría para es7mar el radio angular.! Si se conoce la distancia, entonces podemos conocer el radio lineal (o real) de la estrella.! La estrella Arcturus (α Boo) tiene un diámetro angular de segundos de arco.
27 Ejercicio Asuma que el radio angular de Arcturus (α Boo) es Θ 0.02 y se encuentra a una distancia D 37 años-luz. Calcule el tamaño real de Arcturus. Exprese el resultado en kilómetros (km) y radios solares (R ).
28 Solución Θ d D Cuando se trata de ángulos pequeños Θ d / D donde d es el tamaño (diámetro) del objeto y D es su distancia a la Tierra. Θ tiene que estar en radianes: Θ = 0.02 (1 rad / ) = rad y D en km: D = 37 años-luz ( km / 1 año-luz) = km
29 Con estos datos: d Θ D = km d km R d / 2 16,970,405 km El radio solar R = km 700,000 km R 24 R NOTA: el valor que se presenta en la literatura es de R 25.7 R
30 ! Dirección de contacto: astro.uson.mx! Página Web del curso: hop://
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