Clasificacion De Estrellas Lonnie Pacheco
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CLASIFICACION DE ESTRELLAS
Lonnie Pacheco
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Esta conferencia llega a Usted gracias a
www.astronomos.org
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El primero en intentar una clasificación estelar fue Hiparco (190 a.C.)
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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
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Hiparco estableció 6 órdenes de magnitudmagnitud 1 = + brillante, magnitud 6 = - brillante
Magnitud 1
Magnitud 2
Magnitud 3
Magnitud 4
Magnitud 5
Magnitud 6Till Credner y Sven Kohle
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Cuando en 1609 Galileo apuntó su telescopio hacia las estrellas, aparecieron astros de magnitud menor (7, 8, 9, etc)
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Aún antes, y sin afán de clasificar, las estrellas ya habían recibido nombres propios en base a su aspecto o color.
Antares
Regulus
John Chumack
Regulus
Algol
Mira
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Hillary Mathis, .A.Sharp/ OAO/AURA/ SF
¿De dónde obtienen su color las estrellas?
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CLASIFICACION ESPECTRALCLASIFICACION ESPECTRAL
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Nacimiento de la espectroscopía
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En 1665 Newton dedicó gran parte de su tiempo al estudio de la Luz
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Newton demostró que un prisma podía descomponer un rayo de luz solar blanca en diferentes colores
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Los colores que el prisma separaba eran los mismos que se observan en el Arcoiris y aparecían en el mismo orden
Los colores que el prisma separaba eran los mismos que se observan en el Arcoiris y aparecían en el mismo orden
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La banda multicolor que resulta de la descomposición de la luz recibió el nombre de “espectro”
Un espectro sin interrupciones se llama Espectro Continuo
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Cualquiera que se exponga a la luz blanca del Sol, sentirá calor después de unos instantes
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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)
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En 1800 William Herschel realizó un experimento: pintó de negro un termómetro y lo expuso a los rayos de Sol.
La temperatura ascendió rápidamente
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¿Pero...qué pasará si el termómetro recibe sólo una
parte del espectro parte del espectro solar?
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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!
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Herschel descubrió que el Sol también emitía luz no visible. Por su aparición al lado del rojo, se le llamó luz infrarroja
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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 invisibleconstituye el Espectro Electromagnético
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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
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En 1814, Joseph Fraunhofer hizo un estudio similar e identificó una gran cantidad de líneas oscuras en el espectro del Sol
En 1814, Joseph Fraunhofer hizo un estudio similar e identificó una gran cantidad de líneas oscuras en el espectro del Sol
Joseph von Fraunhofer
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Fraunhofer clasificó alrededor de 600 líneas oscuras
N.A.Sharp, NOAO/NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF
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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
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En 1861 William Huggins demostró que podía reproducir estas líneas sobre una fuente de luz utilizando elementos conocidos
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Los distintos elementos absorbían determinados colores del espectro. Así, se les llamó “líneas de absorción”
Magnesio
Sodio
Oxígeno
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Para sorpresa de muchos, las líneas de absorción demostraban que el Sol estaba hecho de materia común y corriente
Para sorpresa de muchos, las líneas de absorción demostraban que el Sol estaba hecho de materia común y corriente
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Cuando llegó el turno a las estrellas, sus espectros también presentaron líneas de absorción, pero en patrones muy variados
SIRIUS
BETELGEUSE
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Así, inició la clasificación espectral de las estrellas
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En 1872 Henry Draper registró fotográficamente el primer espectro de una estrella –además del Sol: Vega
Henry Draper
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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.
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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
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Los resultados se publicaron como el Catalogo Henry Draper, con el registro espectral de todas las estrellas hasta magnitud 9
Annie Jump Cannon
Catalogo Henry Draper
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Annie Jump Cannon simplificó la clasificación espectral de las estrellas en 7 tipos: O, B, A, F, G, K, M
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Para recordar la secuencia se aplica la nemotecnia:Oh, Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me
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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
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Además de su espectro, las estrellas mostraban una variedad de colores, desde el rojo hasta el azul
ALDEBARAN
CASTOR
SIRIUS
BETELGEUSE
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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
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Antares
Para cuando Annie Jump Cannon había terminado la clasificación espectral, no había dudas: los colores de las estrellas estaban
relacionadas con su temperatura
Regulus
Así, una estrella roja es “fría” y una azul, caliente
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Así, el orden que Annie Jump Cannon dio a la Clasificación Espectral depende de la temperatura
30,000°
3,000°
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CALIENTE
EXTRAORINARIAMENTE CALIENTE
FRIO
EXTRAORINARIAMENTE FRIO
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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
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RadioMessier 87/ Very Large Array
60°K
RADIO LUZ BLANCAIR UV RAYOS X GAMMA
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IR2 Micron All Sky Survey
600°K
RADIO LUZ BLANCAIR UV RAYOS X GAMMA
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VisibleJonathan Casselman
6000°K
RADIO LUZ BLANCAIR UV RAYOS X GAMMA
![Page 47: Clasificacion De Estrellas Lonnie Pacheco](https://reader034.fdocuments.mx/reader034/viewer/2022051112/55919c251a28ab48448b4650/html5/thumbnails/47.jpg)
UV
60,000°K
Omega Centauri/ HST
RADIO LUZ BLANCAIR UV RAYOS X GAMMA
![Page 48: Clasificacion De Estrellas Lonnie Pacheco](https://reader034.fdocuments.mx/reader034/viewer/2022051112/55919c251a28ab48448b4650/html5/thumbnails/48.jpg)
Rayos X
6’000,000°K
Nebulosa Planetaria NGC 6543/ CHANDRA
RADIO LUZ BLANCAIR UV RAYOS X GAMMA
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Con una temperatura de 36°C, el cuerpo humano emite radiación IR
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30,000°
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
3,000°ESTRELLAS OSCURAS
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DIAGRAMA
H-RH-R(Hertzsprung-Russell)
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En el 90% de los casos estudiados, las estrellas se situaban a lo largo de una diagonal hoy llamada: Secuencia o Serie Principal
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En el Diagrama HR, cualquier estrella tiene cabida, si se conoce su temperatura y su luminosidad
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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 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)
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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)
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![Page 65: Clasificacion De Estrellas Lonnie Pacheco](https://reader034.fdocuments.mx/reader034/viewer/2022051112/55919c251a28ab48448b4650/html5/thumbnails/65.jpg)
Evolución Estelar
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I.- Protoestrellas
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![Page 68: Clasificacion De Estrellas Lonnie Pacheco](https://reader034.fdocuments.mx/reader034/viewer/2022051112/55919c251a28ab48448b4650/html5/thumbnails/68.jpg)
Hr 4796
![Page 69: Clasificacion De Estrellas Lonnie Pacheco](https://reader034.fdocuments.mx/reader034/viewer/2022051112/55919c251a28ab48448b4650/html5/thumbnails/69.jpg)
HH30/ HST
![Page 70: Clasificacion De Estrellas Lonnie Pacheco](https://reader034.fdocuments.mx/reader034/viewer/2022051112/55919c251a28ab48448b4650/html5/thumbnails/70.jpg)
II.- Enanas Cafés
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Gliese 623 A/B
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Características de una enana café
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III.- Clasificación según el tipo espectral Espectral
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IV.- Estrellas en la Secuencia Principal
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V.- Estrellas fuera de la Secuencia Principal
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Estrellas supergigantes
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Estrella Supergigante Roja
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Tamaño de la estrella
Tamaño de la órbita terrestre
Tamaño de la órbita joviana
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VI.- Estrellas Variables
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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
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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
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Variable Eclipsante Algol
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VII.- Sistemas Múltiples
Castor
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VIII.- Estrellas “muertas” o falsas
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Enanas blancas
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Enana blanca
Nebulosa Planetaria Helix (NGC 7293) Nebulosa Planetaria Helix (NGC 7293)
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Masa de enana blanca
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Nova Delphini
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Nova
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supernovas
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Estrellas de neutrones
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pulsares
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cuasares
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Cuasar 3C 273
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(PARENTESIS)
Como la luz se propaga a manera de una onda, se puede manifestar en muchas longitudes de onda (o colores)
Longitudes de onda
LARGASCORTAS
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Espectro continuo, de absorción y de emisión
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En el Diagrama HR, cualquier estrella tiene cabida, si se conoce su temperatura y su luminosidad
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Paralaje
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Ubicación de distintas estrellas en el diagrama HR
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Estrella amarilla
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