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Estrellas 2011

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PRESEBTACION DE CLASE DE ASTRONOMÍA 3º MAYORES DE 55 AÑOS DE LA URJC-VICALVARO.
DERECHOS RESERVADOS DEL PROFESOR D. PATXI SAN MARTIN

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Estrellas 2011

  1. 1. Fauna Cósmica I: Las estrellas Universidad de Mayores URJC http://www.tallerdeastronomia.es/
  2. 2. Introducción <ul><li>El Universo está organizado jerárquicamente: </li></ul>Sistema Tierra-Luna Sistema Solar Nuestra Galaxia: la Vía Láctea Cúmulos de galaxias Supercúmulos de galaxias
  3. 3. Algunas definiciones <ul><li>Año-Luz (a-l): Distancia recorrida por la luz en un año. </li></ul><ul><ul><li>La velocidad de la luz en el vacío es de aproximadamente 300.000 km/s = 1.080.000.000 km/h. </li></ul></ul><ul><ul><li>Un año-luz equivale a 9.461.000.000.000 km. </li></ul></ul><ul><li>Magnitud aparente: Medida del brillo con el que se observa un astro desde la superficie de la Tierra. </li></ul><ul><ul><li>Hiparco (s. II a.C.) clasificó las estrellas en seis grupos. </li></ul></ul><ul><ul><li>Las de 1ª magnitud eran las más brillantes. </li></ul></ul><ul><ul><li>Las de 6ª magnitud apenas eran visibles. </li></ul></ul><ul><ul><li>Hoy esta clasificación se conserva y se extiende a objetos más brillantes o más tenues. </li></ul></ul>
  4. 4. <ul><li>Longitud de onda: Distancia entre dos crestas consecutivas de una onda sinusoidal. </li></ul><ul><li>- Se suele representar con la letra griega gamma λ </li></ul><ul><li>- La unidad de medida es el nanometro (nm) o el angstrom Å </li></ul>
  5. 5. Espectro de la luz <ul><li>Distribución de colores (“longitudes de onda”) que forman el arco iris. </li></ul><ul><li>En s. XIX Fraunhofer estudió el espectro del Sol y descubrió líneas oscuras (“ líneas de absorción ”): Nacimiento de la Astrofísica. </li></ul><ul><li>Valiosísima información sobre: composición química, distancia, turbulencias atmosféricas, masa, etc. </li></ul>
  6. 6. Espectro Electromagnético
  7. 7. <ul><li>Espectros variados indican diferentes propiedades físicas y químicas en las estrellas. </li></ul><ul><li>Primer intento fallido de clasificación: importancia de las líneas del Hidrógeno: Espectros A, B, C, D… </li></ul><ul><li>Posteriormente se encontró una secuencia suave con la temperatura de las atmósferas de dichas estrellas. </li></ul><ul><li>Las letras originales de clasificación permanecieron: </li></ul><ul><li>O B A F G K M </li></ul><ul><li>(más calientes y azules) (más frías y rojas) </li></ul><ul><li>“ O h, B e A F ine G irl/ G uy, K iss M e” (“oh, sé un/a buen/a chico/a, bésame”). </li></ul>Clasificación espectral
  8. 8. Clasificación espectral <ul><li>El Sol es una estrella de color amarillo con espectro de tipo G (6000ºC aprox.). </li></ul>
  9. 9. Espectroscopio casero <ul><li>Sección de Astroutilidades de la web: cómo construir un espectroscopio casero con cartulina negra, papel, pegamento, tijeras y un CDROM. </li></ul>
  10. 11. Diagrama HR <ul><li>Diagrama HR (Hertzsprung y Russell) : representación de la luminosidad de las estrellas frente a su temperatura. </li></ul>Sol Luminosidad menos brillantes más brillantes
  11. 12. Diagrama HR <ul><li>Nuestro Sol es una estrella común: </li></ul><ul><ul><li>Hay estrellas mucho más calientes y más grandes. </li></ul></ul><ul><ul><li>Muchas otras son más frías y más pequeñas. </li></ul></ul><ul><ul><li>La mayor parte de las estrellas de la Galaxia son como el Sol. </li></ul></ul><ul><li>La variable física que determina la posición de una estrella en el Diagrama HR es su masa : </li></ul><ul><ul><li>Más masa  más caliente y brillante, evolución rápida. </li></ul></ul><ul><ul><li>Menos masa  más fría y menos brillante, evolución lenta. </li></ul></ul>
  12. 15. Evolución y muerte del Sol
  13. 16. Tamaños y colores estelares SOL
  14. 17. Nacimiento de las estrellas <ul><li>Pequeñas nubes de H en el espacio se atraen por gravedad, a la vez que se calientan: Protoestrellas . </li></ul><ul><li>Cuando la presión y la temperatura en el interior de estas nubes son lo suficientemente altas, se empiezan a producir reacciones nucleares (H  He): Ha nacido la estrella . </li></ul><ul><li>Durante miles de millones de años, la estrella seguirá así, sin grandes cambios. </li></ul>
  15. 19. Nebulosa del Aguila (M16)
  16. 20. Nebulosa Trífida (Sagitario)
  17. 21. Nebulosa de la cabeza de caballo (Orión)
  18. 23. Nebulosa de California (Orión)
  19. 24. Nebulosa de la Laguna (Sagitario)
  20. 25. Estrellas gigantes rojas <ul><li>Cuando se acaba su H, la estrella no puede seguir su “ritmo de vida” y experimenta cambios: </li></ul><ul><ul><li>Aumenta de tamaño espectacularmente. </li></ul></ul><ul><ul><li>Disminuye la temperatura de su atmósfera. </li></ul></ul><ul><ul><li>Las reacciones nucleares son He  C. </li></ul></ul><ul><ul><li>Adquiere un color rojizo: gigante roja . </li></ul></ul><ul><li>Es el caso de nuestro Sol. </li></ul><ul><li>En esta etapa, la vida en la Tierra no será posible, porque quedará engullida por el Sol. </li></ul>
  21. 26. Sol (ahora y después) El Sol en la Secuencia Principal. Diámetro = 1’4 x 10 6 km = 0’01 UA El Sol como gigante roja. Diámetro = 1 UA
  22. 27. Muerte de las estrellas como el Sol <ul><li>Tras ser gigante roja, acaban por expulsar las capas más exteriores: nebulosas planetarias . </li></ul><ul><li>En el centro, queda el núcleo de la estrella original, de carbono a gran presión (=diamante): enanas blancas . </li></ul><ul><li>Acaban enfriándose lentamente hasta el final de los tiempos. </li></ul>Nebulosa Anular Enana blanca central
  23. 29. Nebulosa Esquimal (Géminis)
  24. 30. Nebulosa del ojo de gato (Dragón)
  25. 31. Nebulosa del ojo de gato (Dragón)
  26. 32. Nebulosa spirograph (Liebre)
  27. 36. Nebulosa de la Helice
  28. 37. Muerte de las estrellas masivas <ul><li>Siguen fusionando elementos más pesados en su núcleo: C, O, S, etc. </li></ul><ul><li>Cuando su núcleo se vuelve de Fe, se producen inestabilidades que suponen el fin de la estrella. </li></ul><ul><ul><li>El peso de las capas exteriores es demasiado como para contrarrestarlo con la presión interior. </li></ul></ul><ul><ul><li>Se expulsan violentamente las capas de la estrella: Supernova . </li></ul></ul><ul><li>Fogonazo de luz espectacular: una única supernova puede ser más brillante que toda la galaxia que la contiene. </li></ul>
  29. 38. Optico Nebulosa del cangrejo (M1 en Tauro)
  30. 39. Infrarrojo
  31. 40. Rayos X
  32. 42. Supernova Cassiopea A Optico
  33. 43. Radio
  34. 45. Supernova de Kepler 1604 (Chandra)
  35. 46. Supernova de Tycho Brahe 1572 (Chandra)
  36. 49. Enero 2000 Mayo 2002 Junio 2004 Enero 2005
  37. 50. Agujeros negros <ul><li>Tras la explosión de SN de una estrella masiva, la destrucción es total y sólo permanece un agujero negro : </li></ul><ul><ul><li>Tan pequeños y pesados, que el campo gravitatorio es tan intenso que ni siquiera la luz puede escapar a su efecto. </li></ul></ul>

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