Astrofísica " Extragaláctica! INTRODUCCIÓN!

Transcripción

1 Astrofísica " Extragaláctica! INTRODUCCIÓN!

2 INTRODUCCIÓN Un sistema estelar es un grupo de estrellas ligadas gravitacionalmente. Varian en ~14 ordenes de magnitud en tamaños y masas: desde estrellas binarias a cúmulos estelares con estrellas, pasando por galaxias con estrellas, hasta cúmulos de galaxias con miles de galaxias. Ordenes de magnitud (la Galaxia):! El SOL está en la Galaxia o Via Láctea! La Via Láctea es una galaxia con ~10 11 estrellas visibles y con ~10 10 masas solares en forma gaseosa (1 masa solar = g = 1 M ). Este gas se distribuye en decenas de miles de nubes con un rango muy grande en masas y tamaños. La mayor parte de las estrellas en la Galaxia se mueven en órbitas cuasi-circulares en un disco delgado de un radio de ~10 kpc (1 kpc=1 kiloparsec = cm) y espesor de ~1 kpc. La velocidad típica de una estrella es 200 km/s, así que se tardan unos años en completar una órbita. La dispersión de velocidades de las estrellas es ~40 km/s La edad de la Galaxia es ~10 10 años = 10 Gyr (gigaaños).

3 REPASO Magnitudes/luminosidad: La luminosidad del Sol (bolométrica) es La luminosidad del Sol y las estrellas se mide en bandas (long de onda) especificas: V (0.55 μm) visual B (0.44 μm) azul U (0.365 μm) ultravioleta todas con Δλ/λ~0.2 P. ej. Sirio tiene α Centauro tiene Las luminosidades se expresan en escala logarítmica, definiendo la magnitud absoluta: donde la constante es diferente en cada banda. Las magnitudes absolutas del Sol en las bandas U,B,V,R,I,K : 5.66, 5.48, 4.83, 4.28, 3.94, 3.33 Y las de Sirio y α Centauro son:

4 REPASO ESTRELLAS

5 REPASO ESTRELLAS El flujo de una estrella de luminosidad L a la distancia d es f=l/(4πd 2 ) y una medida logarítmica del flujo es la magnitud aparente: así, la magnitud absoluta de una estrella es la magnitud aparente que tendría a la distancia de 10 pc. P. ej. Sirio tiene m V = V = Las estrellas más débiles visibles a simple vista tienen V~6. Modulo de distancia: Color: cociente de luminosidades/flujos en dos bandas: L V /L B o equivalentemente M B - M V = m B - m V = B - V. El color es una medida de la temperatura superficial de la estrella (~cuerpo negro). Temperatura efectiva T eff : temperatura del cuerpo negro con el mismo radio y luminosidad de la estrella:

6 REPASO ESTRELLAS Una medida alternativa de la temperatura superficial de una estrella es su clase espectral. La clase espectral se asigna en función de la intensidad de ciertas líneas de absorción en el espectro de la estrella. En orden de temperatura decreciente, las clases espectrales son: O,B,A,F,G,K,M, divididas a su vez en subclases etiquetadas con los números 0,1,2,...9 (temperatura decreciente). Por ejemplo, el Sol es una estrella de clase G2 con T eff =5770 K; Sirio es de clase A1 con T eff =10,000 K y α Centauro es de tipo M5 con T eff =3000 K.

7 REPASO ESTRELLAS El diagrama color-magnitud, Hertzsprung-Russel, o HR, para estrellas es una gráfica de la magnitud absoluta en función del color o análogamente, magnitud absoluta frente a clase espectral o frente a temperatura efectiva.

8 REPASO ESTRELLAS A) La zona estrecha ocupada por la mayoría de las estrellas desde M V =3; B - V=0.5hasta M V =15; B - V=2.0 se llama SECUENCIA PRINCIPAL y son estrellas que están quemando hidrógeno en el núcleo. En esta etapa, la masa y composición química de la estrella determinan unívocamente la luminosidad y la temperatura efectiva. Las estrellas más masivas están localizadas en la zona de arriba a la izquierda en el diagrama HR y las menos masivas abajo a la derecha. Las estrellas con M V ~16 tienen masas de ~0.1M Ÿ. Estrellas menos masivas son generalmente invisibles porque no pueden iniciar la fusión de hidrógeno. El radio de una estrella puede determinarse a partir de: Así, se observa que a lo largo de la secuencia principal el radio varia solamente desde 1R Ÿ a 0.1R Ÿ, de modo que a las estrellas en la SP se les llama enanas. El tiempo que una estrella está en la secuencia principal es el tiempo que puede mantener las reacciones termonucleares de H a He. Está dado aproximadamente por:

9 REPASO ESTRELLAS B) En el diagrama HR se observa también estrellas débiles y azules alrededor de M V =14; B - V=0.3. Se denominan ENANAS BLANCAS y son estrellas que han consumido su combustible nuclear y se enfrían gradualmente hasta ser invisibles. Son muy pequeñas, con radios del orden de 0.01R Ÿ. Son muy densas y sus propiedades son las de un gas de Fermi degenerado. C) El diagrama HR contiene también estrellas por encima de la SP. Son las llamadas GIGANTES ROJAS. Han terminado el hidrógeno en su núcleo y lo están quemando en una capa más o menos gruesa. Su vida es muy corta comparada con la de una estrella en la SP. Son muy luminosas pero escasas. Por ejemplo, la mitad de las 100 estrellas más brillantes son gigantes rojas, pero ninguna de las 100 más cercanas es gigante roja. D) Los diagramas HR de cúmulos globulares son de gran interés porque todas las estrellas están a la misma distancia, todas tienen la misma edad y contenido en metales.

10 REPASO ESTRELLAS Rama de gigantes (R~30R Ÿ ): consumen H y comienzan a consumir He Rama horizontal: consumen el He SP Puede determinarse la edad del cúmulo Mismo procedimiento para galaxias cercanas

11 EVOLUCIÓN ESTELAR (simple) La evolución de una estrella depende de su masa inicial. si M<0.08 M Ÿ no hay reacciones nucleares sostenibles: planeta, enana marrón si M> M Ÿ la estrella es inestable y su vida es muy corta Estrellas de baja masa (0.08 ~ 2 M Ÿ ): SP gigante roja nebulosa planetaria + enana blanca Estrellas de masa intermedia (~2 8 M Ÿ ) similar con variaciones dependiendo de la masa Estrellas masivas (~8 25 M Ÿ ) combustión del C, eventualmente (más masivas) queman Fe, Ni, Si, O, Ne,... (estructura cebolla). Enfriamiento por generación de neutrinos supernova remanente: estrella neutrones. Muy importante a escala galáctica (medio interestelar) es el material expelido por una explosión supernova (~ 1/30 por año en una galaxia típica). Estrellas supermasivas (25 60 M Ÿ ) idem.

12 EVOLUCIÓN ESTELAR (simple) La diferente evolución determina la densidad de estrellas en el diagrama HR. Dependiendo del estado evolutivo los detalles espectrales son diferentes: líneas de emisión, líneas de absorción, continuo, etc., lo cual condujo a la clasificación espectral (OBAFGKMRN...). La mayor parte de las estrellas muestran una luminosidad constante durante la mayor parte de su vida. Hay, sin embargo, estrellas variables que sufren cambios periódicos o cuasi-periódicos debido a cambios internos. La más simple es debida a oscilaciones radiales de periodo P, el cual está relacionado con la luminosidad y T eff : (Cefeidas clásicas). Esta relación permite determinar la distancia a la estrella midiendo P y T eff.

13 EVOLUCIÓN ESTELAR (simple)

14 EVOLUCIÓN ESTELAR (simple) La evolución estelar tiene también la siguiente consecuencia: Se sintetizan elementos pesados (metales) que son eyectados al medio interestelar.! Las subsiguientes generaciones de estrellas, formadas a partir de este material enriquecido, tienen más alto contenido en metales. La primera generación de estrellas, con fracciones X=0.76, Y=0.24, Z=0 (H, He, elementos pesados) se denomina POBLACIÓN II (PopII). La segunda generación de estrellas, con X=0.7, Y=0.28, Z=0.02, se denomina POBLACIÓN I (PopI). La evolución de ambas poblaciones es diferente debido a Z (que afecta a la ecuación de estado y a la opacidad). Z es la metalicidad :

15 EVOLUCIÓN ESTELAR (simple)