Nebulosas. Las estrellas (I) Nubes Moleculares. Extensiones de gas y polvo de decenas de años luz y mayor densidad que la media.
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- Concepción Río Chávez
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1 Las estrellas (I) Nebulosas Extensiones de gas y polvo de decenas de años luz y mayor densidad que la media. Nubes Moleculares Se clasifican en muchos tipos según su composición, condiciones de temperatura, presión. Nubes moleculares, regiones HII, planetarias, Herbig Haro, remanentes de SN Estos tipos suelen estar mezclados. Grandes extensiones ( años luz) de gas (principalmente H 2 ) y polvo. La densidad de moléculas es alta, unas moléculas/cm 3. En ellas tiene lugar el nacimiento de las estrellas. La nube es inestable gravitatoriamente y colapsa. Distintos nucleos empiezan a colapsar por separado (fragmentación). Consecuencia la estrellas no nacen solas, nacen en grupos (cúmulos). Disminuye V, aumentan T y P, y se inician reacciones nucleares: tenemos una protoestrella. 1
2 Las regiones HII son zonas de Hidrógeno ionizado rodeando estrellas jóvenes y muy calientes que ionizan el entorno. Nebulosas de la Laguna (M8) y Trífida (M20) Regiones HII en la galaxia del remolino (M51) Cúmulos abiertos o galácticos Las estrellas nacen de nubes moleculares formando cúmulos. Grupos con varios cientos de estrellas jóvenes (población I, metalicidad alta). Situados en el plano de la galaxia. Con la rotación galáctica el cúmulo se deshace al cabo de millones de años. Cúmulo abierto M36 Cúmulo de las Pléyades (M45) 2
3 Evolución Estelar Cuando la estrella se estabiliza entra en la etapa más larga de su vida: la Secuencia Principal. Las altas temperaturas del núcleo (hasta 50 millones de grados) ocasionan reacciones nucleares de fusión que mantienen el motor estelar en marcha. H+H He + Energía (diferentes cadenas según el tipo de estrella) La El tipo espectral de una estrella, es un parámetro que hace referencia a la temperatura de su atmósfera (y por lo tanto a su color). M (3.000 K) (Aldebarán) K (4.000 K) (Arturo) G (5.500 K) (Sol) F (7.000 K) (Altair) A (9.000 K) (Vega) O ( K) (ξ Puppis) B ( K) (Rigel) T (k) La clase de luminosidad es otro parámetro que se refiere al tamaño de las estrellas. Ia: Supergigantes muy luminosas (µ Cephei, 25 M o, R o ) Ib: Supergigantes menos luminosas (Deneb, 25 M o, 250 R o ). II: Gigantes luminosas (Polaris, 6 M o, 30 R o ). III: Gigantes normales (Fomalhaut, 3 M o, 10 R o ). IV: Subgigantes (Procyon, 1,5 M o, 2 R o ). Un recordatorio qué es la luz? La luz está formada por unos paquetitos minúsculos llamados fotones. V: Enanas (Sol). VI: Subenanas (ε Eridani, 0,8 M o, 0,8 R o ). D: Enanas blancas (Sirio B, 0,6 M o, 0,02 R o ). Espectro electromagnético Todos los cuerpos emiten radiación (energía, fotones!), siguiendo un patrón que depende de la temperatura a la que esté ese cuerpo. Los seres humanos, a 37 C, tenemos nuestra máxima emisión en el infrarrojo. Las estrellas también son cuerpos que emiten a una temperatura determinada (la de su superficie). El máximo de emisión de las estrellas se encuentra en la región del visible, pero también presentan emisión en infrarrojo, ultravioleta y otras zonas del espectro. Las estrellas más frías (T de la superficie de unos 3000 grados, como Betelgeuse), tienen el máximo justo en el rojo, y por eso se ven rojizas. Las más calientes ( grados, como Rigel) tienen el máximo en el azul, y por eso se ven azuladas. 3
4 En Astrofísica, para estudiar cualquier objeto celeste (estrellas, galaxias, nebulosas, objetos del Sistema Solar ), analizamos su luz descomponiéndola. Para ello usamos un espectroscopio, y obtenemos el espectro del objeto. Si descomponemos la luz del Sol, por ejemplo, obtenemos el espectro solar. Aquí tenemos la parte del espectro solar correspondiente al visible: λ Aparecen una rayas negras sobreimpuestas justo en ciertas longitudes de onda las conocemos como líneas de absorción. A qué se deben estas líneas? Si el Sol fuera un radiador perfecto con una temperatura superficial de 5700 grados, sin más, presentaría un espectro contínuo como este: Pero realmente el Sol es una esfera de Hidrógeno, Helio, Oxígeno, Calcio, Sodio, Hierro, etc, etc Por un momento tenemos que cambiar de escala y mirar hacia lo más pequeño Intuitivamente podemos pensar en un átomo como si fuera un sistema solar en miniatura. Así sería el átomo de Hidrógeno: un protón (núcleo) y un electrón (corteza), que puede estar orbitando a más o menos distancia, en diferentes niveles, según lo excitado que esté ese átomo. El átomo de Hidrógeno puede absorver fotones justo de la energía tal que impulsen al electrón a órbitas más alejadas. Así el átomo se excita. Y viceversa Pensad por un momento en todos los átomos de Hidrógeno presentes en la atmósfera del Sol Son capaces de absorver casi todos los fotones procedentes del interior del Sol de ciertas longitudes de onda (justo las que permiten al electron saltar de un nivel a otro), evitando que esos fotones nos lleguen a nosotros y provocando las líneas de absorción (huecos negros) en su espectro. Estudiando las líneas del espectro de un cuerpo celeste podemos saber muchas cosas: En primer lugar los elementos químicos presentes (por la posición de las líneas) y sus abundancias. En segundo lugar, la temperatura a la que está el objeto (cada elemento presente produce diferentes líneas en función de la temperatura a la que se encuentre). Así sabemos el tipo espectral de las estrellas. Por el ancho de las líneas podemos saber la clase de luminosidad de las estrellas λ Espectro de una estrella tipo O 4
5 Los átomos que tienen electrones en estados excitados (niveles altos) tienden expontaneamente a pasar a estados de menor energía, es decir, con los electrones en niveles inferiores. Líneas de emisión típicas de las nebulosas y sus colores típicos rojizo (emisión del H) y verdoso (emisión del O). Cuando un átomo salta a un nivel inferior, pierde energía emitiendo un fotón. Esto ocurre precisamente en las nebulosas. En ellas no se ven espectros de absorción (líneas negras), sino espectros de emisión (líneas brillantes) Línea de emisión H alfa del Hidrógeno, por eso las nebulosas suelen ser rojas! Es la misma que aparece como negra en las estrellas (absorción) Si la estrella es muy masiva (gigante azul), entonces T en el núcleo es muy alta y acaba el H muy rápido, está en la SP unos pocos millones de años. Si la estrella es enana, T en el núcleo es baja y consume el H más pausadamente. Está en la SP miles de millones de años. Cuando acaba el H del núcleo la estrella abandona la Secuencia Principal y entra en la madurez. 5
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