m – M = 5 – 5 log d + A

Clasificación Espectral
- Una manera que vimos de obtener la temperatura es usando el continuo estelar, tomando las estrellas como
cuerpos negros.
- Otra manera es midiendo la presencia de algunas líneas espectrales que son sensibles a la temperatura.
- Clasificación de espectros estelares:
Basados en el continuo y las líneas espectrales, los astrónomos a fin del siglo XIX y principios del XX clasificaron
los espectros de las estrellas en distintas familias.
Historia de trabajo arduo de Secci, Morgan, Keenan, McCarthy, Pickering.
Se adoptó el sistema MK de clasificación espectral.
- Líneas y bandas espectrales intensas se usaron para la clasificación:
Líneas de hidrógeno de la serie de Balmer
Líneas de Ca, Fe, Na
Bandas moleculares como TiO, H2O, CO, C2
Tipo
O
B
A
F
G
K
M
R
N
S
L,T
Teff
Ejemplo
>30000
sdO
20000
Rigel
10000
Sirio
7000
Canopus
6000
Sol
4000
Arturo
3000 Betelgeuse
4000
RCB
3000
4000
<2000
Gl229B
Características Espectrales
HeII intenso, H débil
HeI intenso, H, metales débiles
HeI débil, H máximo, líneas metálicas
No He, H intenso, metales (Fe Ca Na)
H, metales, banda G, no moléculas
Metales intensos, H débil, moléculas
Moléculas dominan (H2O TiO VO CO) metales
Moléculas de C (C2, CO, CH)
Moléculas de C más intensas
Intermedio entre M y R
Moléculas dominan (H2O CH3), no continuo
Más tarde se descubrió que la secuencia espectral tradicional OBAFGKM es una secuencia de temperaturas.
Las estrellas frías de tipo M tienen bandas de TiO. Las estrellas de carbón con bandas intensas de C2 forman una
secuencia aparte (tipos RN).
Si la T varía, las líneas del H tienen un máximo de intensidad en estrellas de tipo A con T=10000 K, decreciendo
para T mayores y menores.
Lo mismo ocurre con otros elementos, y los cocientes de líneas pueden ser utilizados para hacer una clasificación
más fina (subdivisiones de 0 a 9).
Interpretación Física de Espectros Estelares
- Temperatura
- Luminosidad
- Composición química
Luminosidades Estelares
Además, la clasificación espectral asigna otra dimensión: la luminosidad V, IV, III, II, I. Una tercera dimensión,
menos importante es la composición.
Se encontró que para un mismo tipo espectral, el ancho de las líneas puede variar. Esto es debido a la gravedad
de las estrellas: las gigantes tienen líneas más delgadas debido a la menor presión atmosférica.
Clases de luminosidad:
- V-enanas
- III-gigantes
- I-supergig.
Polvo Interestelar
Efectos observacionales:
- Reddening
- Absorption
- Polarization
Problema para la determinación de distancias:
m – M = 5 – 5 log d + A
Determinación de Distancias
- Las estrellas están muy muy lejos. Cómo podemos medir su distancia?
- Las medidas más directas son las geométricas
Paralaje
Sólo aplicable a estrellas cercanas
Por ejemplo, los griegos desecharon la teoría heliocéntrica porque no detectaban paralajes estelares. Tycho se
dio cuenta que esto se debe a que las estrellas están muy lejos.
- Las medidas indirectas se hacen usando comparaciones y calibraciones.
Comparando brillos de estrellas similares
Usando estrellas variables
Son aplicables a gran distancia, aunque menos precisas
Son los primeros escalones de la escala de distancias
Paralelajes Estelares
La órbita de la Tierra alrededor del Sol provee la base de un triángulo con vértice en la estrella, que se puede usar
para medir distancias.
Definimos ángulo de paralaje p usando el triángulo: sin p = 1AU/d
Como ese ángulo p es muy pequeño, se puede aproximar: p = 1AU/d
Cuando p=1”, la estrella está a 1 parsec
(PARallax SECond):
1 pc = 206265 UA = 3.26 ly
Entonces, la distancia a una estrella en pc es simplemente: d=1/p
Paralajes de estrellas cercanas
- Los ángulos de paralajes son muy pequeños porque las estrellas están muy distantes.
d(”)=1/p(pc)
- Por ejemplo, para Próxima Cen, la estrella más cercana, se mide: p=0.75 arcsec.
- Esto nos da una distancia de d = 1/p = 1.3333pc = 275000 AU = 4.3 ly.
- El límite de los telescopios terrestres es p>0.01arcsec, o sea que estamos limitados a las estrellas con d<100pc.
- La misión espacial Hipparcos midió paralajes precisas hasta d < 500 pc.
Diagrama HR de Hipparcos
Hipparcos midió paralajes(distancias) precisas => magnitudes absolutas y luminosidades de 10793
estrellas.
Para la vecindad solar se construyó el mejor diagrama HR de Teff vs log(L/L8)
Determinación de M, R, t, Q
Además de la T y L, que otros parámetros físicos caracterizan una estrella?
- La composición química
- La edad
- La masa
- El radio
Estos parámetros pueden ser medidos mejor para:
- estrellas cercanas,
- estrellas variables,
- estrellas de cúmulos,
- estrellas binarias.
En general la mayor incerteza está introducida por la distancia. Si ésta tiene un gran error, los parámetros estelares
son inexactos.
Transporte de Energía
Las masas pueden ser medidas directamente en sistemas binarios usando la 3a ley de Kepler:
El rango de masas estelares normales
en la secuencia principal es:
Estrellas menos masivas no alcanzan a producir fusión de H en el núcleo.
Estrellas más masivas son inestables.
Determinación de Masas
Las masas de las estrellas son importantes porque para una estrella aislada, su duración y evolución depende sólo
de su masa inicial.
Aproximadamente: tiempo de vida = masa total / luminosidad
Las masas se determinan al momento de nacer.
Sin embargo, una estrella puede perder masa durante su evolución.
O puede adquirir masa si se encuentra en un sistema binario.
Para estrellas de la secuencia principal
-4
existe la relación masa-luminosidad, donde M = L
Determinación de Radios
- Para el Sol se mide un diámetro angular de a = 0.533° = 1920” o sea para una distancia de 1AU = 150x106 km
equivale a: D= 1.4x106 km.
- Para la estrella más cercana Próxima Cen a 1.3 pc el diámetro angular sería tan pequeño que es imposible de
medir.
- Betelgeuse es la 2a estrella en el cielo de diámetro aparente más grande después del Sol, y mide
a = 0.05”.
- Los radios de estrellas más distantes pueden ser medidos usando estrellas binarias, interferometría
o fotometría infrarroja.
- Para una dada luminosidad, el radio determina la temperatura superficial de la estrella.
- Para una dada masa, el radio determina la gravedad de la estrella y su densidad media.
Determinación de Radios
El rango de radios estelares para estrellas de secuencia principal es:
0.1 R8 < R < 25 R8
Sin embargo, el radio cambia durante la evolución de una estrella como el Sol: las estrellas enanas blancas pueden
tener <0.1 R8, y las estrellas supergigantes pueden llegar a tener >1000 R8
Estrellas Binarias
Las binarias son estrellas formadas juntas y que están ligadas gravitacionalmente, girando una en torno a otra.
Estas estrellas permiten el estudio de evolucion estelar, y la medición directa de parametros fundamentales como
radios y masas estelares.
Las estrellas binarias eclipsantes son estrellas cuyo plano de la órbita es paralelo a nosotros, y por lo tanto se
ocultan al pasar una delante de la otra.
Las estrellas binarias se clasifican de acuerdo a su separación en:
- Separadas o fuera de contacto.
- Semi-contacto (Algols): hay transferencia de materia de una estrella a otra.
- Contacto (WUMas): estrellas unidas de períodos muy cortos, con intercambio de materia, y temperatura común.
Lóbulo de Roche es el radio límite fuera del cual una estrella binaria comienza a transferir masa.
Diagramas HR de Cúmulos Globulares
- En un cúmulo, todas las estrellas se forman juntas de la misma nube interestelar. Por lo tanto tienen la misma
distancia, composición química y edad.
- El diagrama HR puede ser usado para medir esas propiedades: distancia, composición y edad.
- Esos parámetros físicos son difíciles de medir para una estrella aislada, pero no para cúmulos.
- Las edades de los cúmulos se miden usando el color y la magnitud del punto de retorno (turn-off) en la secuencia
principal.
- Las distancias se miden usando la magnitud de la rama horizontal (RR Lyrae).
Determinación de Edades
El turn-off se usa para medir edades de cúmulos estelares de nuestra galaxia y galaxias vecinas.
El turn-off se hace más rojo y más débil con la edad.
Desafortunadamente, el turn-off es demasiado débil para las estrellas de galaxias más distantes, y se tenemos
que usar métodos indirectos para estimar las edades de esas estrellas