ADA: Astrofísica - García Barreto

Indicaciones

Si se grafican los colores (observacionales) de las estrellas (digamos de un grupo de estrellas o cúmulo), la mayoría de ellas se encuentran en una región angosta que va de arriba a la izquierda a abajo a la derecha y el diagrama fue encontrado simultáneamente por el astrónomo de apellido Hertzsprung y el astrónomo de apellido Russell y comúnmente se le conoce como “diagrama HR”. 

El estudiante:

1. En la lectura “Solo estrellas 4” aprenderá que:
   a) Las estrellas emiten radiación electromagnética según la Ley de Planck B(ν, T). En especial aplicando este concepto a las estrellas, se dice que emiten como “un cuerpo negro” a una temperatura efectiva. A esta temperatura también se le identifica como la temperatura superficial de una estrella.
   b) La emisión de energía por unidad de área y unidad tiempo es proporcional a la temperatura superficial elevada a la cuarta potencia. 
   c) La temperatura superficial o efectiva se estima de la  observación de la luz emitida en diferentes colores (ejemplo U-B,B-V, V-R y recordar que la resta algebraica es proporcional al logaritmo base 10 del cociente de los flujos en los diferentes filtros).
   d) El tipo espectral de una estrella es función de la temperatura  superficial. 
   e) Los principales tipos espectrales de estrellas (actuales) se les asignan las letras O, B, A, F, G, K, M.
   
   
2. En la lectura “Estrellas: Parte 3” conocerá que:
   a) Diferentes estrellas presentan diferentes líneas espectrales  en luz visible en absorción. Estas líneas corresponden a diferentes átomos.
   b) Dependiendo de la intensidad de las líneas de absorción del  átomo de Hidrógeno, así como de otros átomos como el Carbono, Nitrógeno, Azufre, Oxígeno  las estrellas se clasificaron originalmente desde mediados del siglo XIX y principalmente a finales del siglo XIX con las letras del abecedario: A, B, C, D, E, F, G, H, I, J, K, L, M, N, O… en donde las primeras letras (A, B) se asignaban a estrellas con fuertes líneas de absorción del átomo de Hidrógeno y débiles líneas de absorción de átomos más pesados. Las letras K, M, O se asignaban a estrellas sin líneas de absorción de Hidrógeno y con fuertes líneas de absorción de átomos pesados. Simultáneamente se encontró que las estrellas con las letras A, B tenían temperaturas superficiales más elevadas que las estrellas con letras G, K, M.
   Sin embargo se encontró que las estrellas clasificadas como O tenían temperaturas superficiales muy altas. Por lo tanto estas estrellas deberían estar antes que las estrellas A y B. Asi mismo se estimó que las estrellas B tenían una temperatura superficial mayor que las estrellas A.
   Finalmente la clasificación espectral se acordó que incluyera las estrellas con las letras O, B, A, F, G, K, M, en donde la temperatura superficial aumenta de izquierda a derecha.
   c) Las estrellas O, B, A, F, G, K, M. También presentan  diferentes colores y se podrían identificar claramente en el diagrama H-R, por ejemplo las estrellas O y B tienen magnitudes absolutas en el filtro V (eje vertical, ver figura) menores que las estrellas K y M y tienen colores B-V menores que las estrellas K y M. 
   d) Actualmente cada tipo espectral se subdivide en 10 subtipos, por ejemplo O0, O1, O2, O3, O4, O5, O6, O7, O8, O9 en donde las estrellas O9 tienen relativamente menor temperatura superficial que las estrellas O3 y en forma similar las otras estrellas con diferente tipo espectral. 
   e) Determinación de la Masa del Sol (M_Sol), su Luminosidad L_Sol), y su cociente M_Sol/L_Sol).
   f) En base a la observación del Sol (y otras estrellas) se llega al concepto de que la “luz” es un indicador de “masa”. 
   
   
3. En la lectura “Solo estrellas 5” encontrará el diagrama H-R (teórico) en  donde se grafica en el eje vertical la luminosidad de cada estrella y aumenta de abajo hacia arriba, y en el eje vertical se grafica la temperatura superficial y aumenta de derecha a izquierda. La región donde están las estrellas O y B está arriba a la izquierda y las estrellas K y M se encuentran en la región abajo a la derecha. Esta banda inclinada de arriba a la izquierda a abajo a la derecha se le conoce como “secuencia principal”. 
   
   
4. En el archivo “Estrellas: Parte 4” se explica con más detalle:
   a) E l diagrama H-R teórico y se identifica las áreas donde se encuentran las estrellas dependiendo de su “edad y evolución en el tiempo”. La secuencia principal corresponde a las estrellas que tienen reacciones termonucleares en su centro. Arriba a la derecha se encuentran las estrellas que tienen el quemado de Hidrógeno y Helio en capas externas al centro (y ahí se les conoce como estrellas gigantes rojas). Arriba a la izquierda se encuentra la región de gigantes azules. 
   b) Una breve descripción de la evolución de las estrellas con el tiempo. Las estrellas dejan de estar en equilibrio hidrostático y aumentan su diámetro y se mueven en el diagrama H-R de la secuencia principal a la zona de gigantes azules y gigantes rojas. . Después al desaparecer las reacciones termonucleares ya no existe la fuerza de radiación y gana la fuerza de gravedad, por lo tanto habrá una implosión. Las estrellas O y B darán orígen a lo que se conoce como supernovas con una estrella de neutrones en su centro. Las estrellas G darán origen a lo que se conoce como nebulosas planetarias con estrellas enanas blancas en su centro.
   c) La nomenclatura en el diagrama H-R para las diferentes zonas se les conoce como: V a las estrellas en la secuencia principal, I a la región de gigantes azules, III a la región de gigantes rojas. Con esta nomenclatura el Sol es una estrella tipo G2V. 
   
   
5. En la hoja del archivo “Clasificación espectral de estrellas” se da  en forma breve y concisa la nomenclaturade las diferentes regiones en el Diagrama H-R.
   
   
6. En la hoja del archivo “Subclasificación de estrellas y sus colores” aprenderá que estrellas con diferente tipo  espectral (O, B…, G, K) tienen diferente diámetro comparado con el Sol (que se toma como con un diámetro igual a 1), diferentes colores (B-V, y U-B), diferentes masas, y diferentes temperaturas efectivas (superficiales). 
   
   
7. En el archivo “RADII of low-mass Stars” se muestra el artículo en la revista The Astrophysical Journal los resultados observacionales de los radios (diámetros) de estrellas de tipo espectral M1 y M3 con interferómetro óptico conocido como CHARA localizado en California EE UU.
   
   
8. En el material “Flujo intrínseco estrella Vega” se muestra en forma sencilla la  determinación de la temperatura superficial de la estrella conocida como Vega que tiene un tipo espectral A0V.
   
   
9. Comprobará sus conocimientos al realizar los ejercicios. Después verificará sus respuestas con los resultados que se encuentran en la "hoja de soluciones".