Clasificacion De Estrellas Lonnie Pacheco

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En 1861 William Huggins demostró que podía reproducir estas líneas
sobre una fuente de luz utilizando elementos conocidos. Los distintos elementos absorbían determinados colores del espectro.
Así, se les llamó “líneas de absorción”. Para sorpresa de muchos, las líneas de absorción Sol estaba hecho de materia común y corriente

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Clasificacion De Estrellas Lonnie Pacheco

  1. 1. CLASIFICACION DE ESTRELLAS Lonnie Pacheco
  2. 2. Esta conferencia llega a Usted gracias a www.astronomos.org
  3. 3. El primero en intentar una clasificación estelar fue Hiparco (190 a.C.)
  4. 4. Su idea fue diferenciar a las estrellas según su brillo, y las ordenó por “magnitud”, empezando por las 20 más brillantes Till Credner y Sven Kohle
  5. 5. Hiparco estableció 6 órdenes de magnitud magnitud 1 = + brillante, magnitud 6 = - brillante Magnitud 1 Magnitud 2 Magnitud 3 Magnitud 4 Magnitud 5 Magnitud 6 Till Credner y Sven Kohle
  6. 6. Cuando en 1609 Galileo apuntó su telescopio hacia las estrellas, aparecieron astros de magnitud menor (7, 8, 9, etc)
  7. 7. Aún antes, y sin afán de clasificar, las estrellas ya habían recibido nombres propios en base a su aspecto o color. Antares Regulus Algol Mira John Chumack
  8. 8. ¿De dónde obtienen su color las estrellas? Hillary Mathis, .A.Sharp/ OAO/AURA/ SF
  9. 9. CLASIFICACION ESPECTRAL
  10. 10. Nacimiento de la espectroscopía
  11. 11. En 1665 Newton dedicó gran parte de su tiempo al estudio de la Luz
  12. 12. Newton demostró que un prisma podía descomponer un rayo de luz solar blanca en diferentes colores
  13. 13. Los colores que el prisma separaba eran los mismos que se observan en el Arcoiris y aparecían en el mismo orden
  14. 14. La banda multicolor que resulta de la descomposición de la luz recibió el nombre de “espectro” Un espectro sin interrupciones se llama Espectro Continuo
  15. 15. Cualquiera que se exponga a la luz blanca del Sol, sentirá calor después de unos instantes
  16. 16. Si una persona viste ropa negra, la absorción de la luz solar será mayor y sentirá más calor (por eso en verano se usan colores claros)
  17. 17. En 1800 William Herschel realizó un experimento: pintó de negro un termómetro y lo expuso a los rayos de Sol. La temperatura ascendió rápidamente
  18. 18. ¿Pero...qué pasará si el termómetro recibe sólo una parte del espectro solar?
  19. 19. Herschel tomó la temperatura del espectro, colocando un termómetro en cada color y observando la reacción del mismo Cuando un termómetro fue situado fuera del espectro, a un lado del rojo...¡Su temperatura se incrementó!
  20. 20. Herschel descubrió que el Sol también emitía luz no visible. Por su aparición al lado del rojo, se le llamó luz infrarroja
  21. 21. En 1801 Johann Wilhelm Ritter descubrió otra forma de luz no visible, más allá del violeta. Hoy la llamamos radiación UltraVioleta (UV) Johann Wilhelm Ritter El Espectro visible e invisible constituye el Espectro Electromagnético
  22. 22. En 1802 William Wollaston observó que el espectro de la luz solar no era continuo, pues era interrumpido por una serie de líneas oscuras William Wollaston
  23. 23. En 1814, Joseph Fraunhofer hizo un estudio similar e identificó una gran cantidad de líneas oscuras en el espectro del Sol Joseph von Fraunhofer
  24. 24. Fraunhofer clasificó alrededor de 600 líneas oscuras N.A.Sharp, NOAO/NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF
  25. 25. Fraunhofer observó que las líneas no aparecían al azar. Su ubicación en el espectro era específica y registró la posición de más de 300 de ellas Joseph von Fraunhofer
  26. 26. En 1861 William Huggins demostró que podía reproducir estas líneas sobre una fuente de luz utilizando elementos conocidos
  27. 27. Los distintos elementos absorbían determinados colores del espectro. Así, se les llamó “líneas de absorción” Magnesio Sodio Oxígeno
  28. 28. Para sorpresa de muchos, las líneas de absorción demostraban que el Sol estaba hecho de materia común y corriente
  29. 29. Cuando llegó el turno a las estrellas, sus espectros también presentaron líneas de absorción, pero en patrones muy variados SIRIUS BETELGEUSE
  30. 30. Así, inició la clasificación espectral de las estrellas
  31. 31. En 1872 Henry Draper registró fotográficamente el primer espectro de una estrella –además del Sol: Vega Henry Draper
  32. 32. Además de Draper, Edward Pickering tenía un profundo interés en los espectros estelares y propuso una clasificación espectral ordenada alfabéticamente. (A-Q) Los resultados aparecieron publicados en 1890, pero luego reordenaron la secuencia.
  33. 33. El legado de Draper pasó a manos del Observatorio de Harvard, donde – al lado de Pickering- Annie Jump Cannon clasificó de 1918 a 1924 ¡más de 450,000 estrellas! Annie Jump Cannon Observatorio de Harvard
  34. 34. Los resultados se publicaron como el Catalogo Henry Draper, con el registro espectral de todas las estrellas hasta magnitud 9 Catalogo Henry Draper Annie Jump Cannon
  35. 35. Annie Jump Cannon simplificó la clasificación espectral de las estrellas en 7 tipos: O, B, A, F, G, K, M
  36. 36. Para recordar la secuencia se aplica la nemotecnia: Oh, Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me
  37. 37. Claro que cada persona puede armar su propia frase, como: Osama BinLaden Adora Formar Gente Kamikaze Musulman [autor: David Licona Quintanilla] Visite http://www.powerhouseanimation.com/wos.html
  38. 38. Además de su espectro, las estrellas mostraban una variedad de colores, desde el rojo hasta el azul SIRIUS ALDEBARAN BETELGEUSE CASTOR
  39. 39. En 1893, el físico alemán Wilhelm Wien descubrió que existía una relación entre la temperatura de un objeto caliente y su color A medida que la temperatura aumentaba, la longitud de onda más emitida disminuía
  40. 40. Para cuando Annie Jump Cannon había terminado la clasificación espectral, no había dudas: los colores de las estrellas estaban relacionadas con su temperatura Antares Regulus Así, una estrella roja es “fría” y una azul, caliente
  41. 41. Así, el orden que Annie Jump Cannon dio a la Clasificación Espectral depende de la temperatura 30,000° 3,000°
  42. 42. EXTRAORINARIAMENTE CALIENTE CALIENTE FRIO EXTRAORINARIAMENTE FRIO
  43. 43. Este esquema se basa en la temperatura superficial de la estrella y no tiene relación directa con su masa, luminosidad, o composición Sin embargo, es una referencia para conocer el resto de la estrella
  44. 44. Messier 87/ Very Large Array Radio 60°K RADIO IR LUZ BLANCA UV RAYOS X GAMMA
  45. 45. 2 Micron All Sky Survey IR 600°K RADIO IR LUZ BLANCA UV RAYOS X GAMMA
  46. 46. Jonathan Casselman Visible 6000°K RADIO IR LUZ BLANCA UV RAYOS X GAMMA
  47. 47. Omega Centauri/ HST UV 60,000°K RADIO IR LUZ BLANCA UV RAYOS X GAMMA
  48. 48. Nebulosa Planetaria NGC 6543/ CHANDRA Rayos X 6’000,000°K RADIO IR LUZ BLANCA UV RAYOS X GAMMA
  49. 49. Con una temperatura de 36°C, el cuerpo humano emite radiación IR
  50. 50. En 1911, los astrofísicos Ejnar Herzsprung y Henry Norris Russell publicaron un estudio donde indicaban que existía una relación entre la temperatura y la luminosidad de las estrellas ESTRELLAS SUPER LUMINOSAS 30,000° ESTRELLAS OSCURAS 3,000°
  51. 51. DIAGRAMA H-R (Hertzsprung-Russell)
  52. 52. En el 90% de los casos estudiados, las estrellas se situaban a lo largo de una diagonal hoy llamada: Secuencia o Serie Principal
  53. 53. En el Diagrama HR, cualquier estrella tiene cabida, si se conoce su temperatura y su luminosidad
  54. 54. Las estrellas que están en la Serie Principal y que son de tipo espectral O tienen en común lo siguiente: Tipo Espectral O Son las estrellas más calientes de la Galaxia Son las más masivas (> a 20 M -masas solares-) Son las más brillantes ( a mayor calor, mayor luminosidad) Son estrellas gigantes Son las más azules (a mayor calor, la radiación emitida es de mayor energía) Son las que más pronto mueren ( a mayor calor, mayor consumo) Son las más raras (escasean, sólo se les encuentra en los brazos espirales de la Galaxia)
  55. 55. Las estrellas que están en la Serie Principal y que son de tipo espectral M tienen en común lo siguiente: Tipo Espectral M Son las estrellas menos calientes de la Galaxia Son las menos masivas (-0.10 M) Son las menos brillantes (a menor calor, menor luminosidad) Son estrellas enanas Son las más rojas (a menor calor, la radiación emitida es de menor energía) Son las que más viven ( a menor calor, menor consumo) Son las más abundantes ( ocupan el 70-80% de la población galáctica)
  56. 56. Evolución Estelar
  57. 57. I.- Protoestrellas
  58. 58. Hr 4796
  59. 59. HH30/ HST
  60. 60. II.- Enanas Cafés
  61. 61. Gliese 623 A/B
  62. 62. Características de una enana café
  63. 63. III.- Clasificación según el tipo espectral Espectral
  64. 64. IV.- Estrellas en la Secuencia Principal
  65. 65. V.- Estrellas fuera de la Secuencia Principal
  66. 66. Estrellas supergigantes
  67. 67. Estrella Supergigante Roja
  68. 68. Tamaño de la estrella Tamaño de la órbita terrestre Tamaño de la órbita joviana
  69. 69. VI.- Estrellas Variables
  70. 70. Variables Intrísecas (evolución) Son estrellas que varían por contracción y expansión. La mayoría son estrellas viejas gigantes o súper gigantes. Los cambios en su diámetro provocan que la temperatura superficial varíe, así como su brillantez
  71. 71. Mira (La Maravillosa), en la constelación de Cetus- es el ejemplo más famoso de las estrellas de este tipo. Son gigantes rojas de masa muy inferior al Sol. Están moribundas y son muy abundantes. Son muy regulares y las diferencias de brillo son sorprendentes: de 2 a 8 magnitudes. Según cada caso, sus períodos varían de 80 a 1000 días
  72. 72. Variable Eclipsante Algol
  73. 73. VII.- Sistemas Múltiples Castor
  74. 74. VIII.- Estrellas “muertas” o falsas
  75. 75. Enanas blancas
  76. 76. Enana blanca Nebulosa Planetaria Helix (NGC 7293)
  77. 77. Masa de enana blanca
  78. 78. Nova Delphini
  79. 79. Nova
  80. 80. supernovas
  81. 81. Estrellas de neutrones
  82. 82. pulsares
  83. 83. cuasares
  84. 84. Cuasar 3C 273
  85. 85. (PARENTESIS) Como la luz se propaga a manera de una onda, se puede manifestar en muchas longitudes de onda (o colores) LARGAS CORTAS Longitudes de onda
  86. 86. Espectro continuo, de absorción y de emisión
  87. 87. En el Diagrama HR, cualquier estrella tiene cabida, si se conoce su temperatura y su luminosidad
  88. 88. Paralaje
  89. 89. Ubicación de distintas estrellas en el diagrama HR
  90. 90. Estrella amarilla
  91. 91. www.astronomos.org Derechos Reservados Monterrey, N.L. México Las marcas, logotipos, avisos comerciales, signos distintivos, nombres comerciales, patentes, diseños, personajes, conceptos, slogans, documentos y demás derechos de Propiedad Intelectual en lo sucesivo la quot;Propiedad Intelectualquot; exhibidas en el Sitio son propiedad de www.astronomos.org y de terceros según sea el caso; sin que pueda entenderse que por simple hecho de que el Usuario pueda acceder al Sitio o al presente documento tenga derecho alguno sobre dicha Propiedad Intelectual. El uso de la información contenida en este sitio es responsabilidad de quien la consulte, copie o accese de nuestras páginas de información. LA DISTRIBUCIÓN DE ESTE MATERIAL ES GRATUITO. PROHIBIDO ALTERAR SU CONTENIDO. ESTRICTAMENTE PROHIBIDA LA COMERCIALIZACIÓN Y/O IMPRESIÓN SIN CONSENTIMIENTO POR ESCRITO DEL AUTOR

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