Preguntas

1- ¿Qué son las asociaciones?

2- ¿Cómo es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas?

3- Explica los principales criterios de la clasificación espectral.

4- ¿A qué se denomina diagrama de Hertzprung - Russell?

5- ¿Cuál es la masa de las estrellas?

6- ¿Qué puedes decir acerca de la estructura interna de las estrellas?

7- ¿Cómo se analiza el interior de las estrellas?

8- ¿Cómo se puede estimar el tiempo de vida de una estrella?

9- Realiza un resumen esquemático sobre la evolución estelar

10- ¿Qué son las estrellas de neutrones?

11- ¿A qué se denominan agujeros negros?

12- Enuncia las características y clasificación de las estrellas variables.

13- Explica las características más importantes del medio interestelar.

14- ¿Qué es una Nebulosa planetaria?

15- Elabora un informe acerca de las características de la Vía láctea.

16- Enuncia las principales características de las galaxias.

17- ¿A qué se denominan Quasares?

18- ¿Qué relación existe entre los quasares y las galaxias?

19- Busca un ejemplo de un objeto peculiar y explica.

1-Asociaciones: Las asociaciones son una acumulación de estrellas azules en determinadas regiones de nuestra galaxia.

Las asociaciones OB son grupos estelares muy dispersos cuyo núcleo es un cúmulo abierto, por ejemplo el cúmulo doble de Perseo.

Otro tipo son las asociaciones de tipo T, correspondiente a estrellas variables de tipo T. Son prototipos de una clase de objetos cuyo brillo varía con el tiempo. Se trata de agrupaciones de corta vida que en menos de 10 años se desintegran completamente.

2- Mediante la aplicación de las leyes de la radiación es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas. Se emplea la ley de Planck y dos leyes derivadas de ésta: la de Wien y la de Stefan-Boltzmann. La ley de Wien presenta problemas debido al pequeño intervalo de longitudes de onda en el que es posible medir la energía que nos llega de los astros.

La ley de Stefan-Boltzmann sólo es posible emplearla cuando se conocen la distancia y dimensiones de la estrella.

También se pueden encontrar estrellas con temperaturas menores, para ello son necesario detectores sensibles en el infrarrojo ya que su radiación, invisible a nuestros ojos, se presenta en una longitud de onda más larga que la correspondiente a la luz visible. Cabe aclarar que la temperatura de una estrella no es única y que depende de dónde se la estime: fotosfera, atmósfera exterior, interior, núcleo, etc.

3- Clasificación espectral: Principales criterios.

Tipo Espectral	(K)	Criterio de Clasificación
O3	50.000	Líneas de átomos ionizados: Hell, SiIV, NIII, HI relativamente débiles; a veces líneas de emisión.
B0	25.000	Hell ausente; Hell fuerte; SiIII, OII, HI intensos.
A0	11.000	HeI ausente; HI en el máximo; SiII,MgII intensos;FeII ,TiII ,CaII débiles.
F0	7.600	HI se debilita; CaII fuerte; los metales ionizados FeII, y TiII alcanzan un máximo en F5.
G0	6.000	CaII muy fuerte; metales neutros intensos: FeI, TiI
K0	5.100	HI se sigue debilitando; átomos neutros intensos; aparecen series muy pobladas de líneas (llamadas bandas) de oxido de titanio (TiO).
M0	3.600	Líneas de átomos neutros, CaI muy fuerte, bandas de TiO.
M5	3.000	CaI muy intenso; bandas de TiO muy fuertes.
C	3.000	Bandas de compuestos de C: CN, CH, C2; metales neutros; ausente el TiO.
S	3.000	Bandas de ZrO, YO, LaO; metales neutros.

4- El diagrama de Herztprung-Rusell (HR) es un gráfico bidimensional que representa la relación entre el índice de color de una estrella (sobre las abscisas aumentando hacia la derecha), y su magnitud absoluta (sobre las ordenadas aumentando hacia abajo). Se puede reemplazar la magnitud absoluta por luminosidad.

El diagrama HR nos muestra la existencia de una relación en las estrellas entre sus colores y magnitudes absolutas. La mayoría de las estrellas se ubican sobre una banda, que arranca desde colores y magnitudes negativas en la parte superior izquierda, a colores y magnitudes positivas en la parte inferior derecha. Esta banda denominada secuencia principal se compone de estrellas de clase de luminosidad v, llamadas enanas.

5-La masa de una estrella es la cantidad de gramos de materia que posee. Es un número difícil de obtener, ya que la luz que recibimos de los astros no nos dice nada acerca de ese valor.

6- Podemos decir que la estructura interna de las estrellas es el resultado de transformaciones nucleares que se efectúan en el interior de la misma, mas precisamente en su nucleo. Se puede suponer tener una caja negra, en cuyo interior se producen ciertos procesos y sus efectos son percibidos.

Hay 2 fuerzas que existen en su interior: la presión del gas y la fuerza de gravitación.

7- Desde la tierra sólo es posible observar una porción de la superficie de las estrellas. Debe tenerse en cuenta toda la información del estudio de las estrellas: forma, dimensiones, movimiento, energía irradiada, temperatura, masa y composición química; además de las leyes físicas las cuales nos permiten construir un modelo de estructura interna.

8- Se puede estimar el tiempo de vida de una estrella por medio de la siguiente expresión:

t [años] = 10ˆ10 . Masa/luminosidad             (donde queda expresada la relación proporcional entre la edad de una estrella y la masa, e inversamente proporcional con la generación de energía o luminosidad).

9-  Resumen esquemático sobre la evolución estelar:

1) En el comienzo, una masa de gas se contrae hasta que se ioniza completamente.

2) La estrella se encuentra completamente en estado convectivo.

3) Si la masa de la estrella es pequeña, continúa presentando una estructura convectiva con una evolución muy lenta, quemando hidrógeno y convirtiéndolo en helio.

4) Se contrae a una enana blanca

5) Si la masa de la estrella es M > 0,25 M, el centro pasa a ser radioactivo.

6) Si la masa está comprendida entre 0,26 M < M < 1,5 M, el centro radiactivo permanece durante toda la fase de secuencia principal convirtiendo hidrógeno en helio mediante el proceso proton-proton.

7) Cuando se completa la transformación de todo el hidrógeno del núcleo en helio,la conversión de hidrógeno continua en una capa que rodea el núcleo de helio.

8) La envoltura se expande y comienza la fase de gigante.

9) A una temperatura de 10ˆ8 K comienza el proceso triple alfa, que da lugar a la formación de carbono.

10) Cuando se termina el helio del núcleo, en una capa que lo rodea comienza a “quemarse” helio.

11) Las capas externas de la estrella se expanden y la estrella pierde masa. Se forma una nebulosa planetaria.

12) La estrella situada en el centro de la nebulosa se convierte en una enana blanca.

13) Si la masa de la estrella es M > 1,5M. La conversión de hidrógeno en helio se realiza a través del ciclo de carbono.

14) Cuando se completa la transformación de hidrógeno en helio en el núcleo, comienza la conversión en helio de la capa que rodea el núcleo.

15) Posteriormente comienza el proceso triple alfa en el núcleo.

16) Si la masa de la estrella está comprendida entre 3M < M < 15M, se produce una explosión de supernova y la completa destrucción de la estrella.

17) Para estrella con masas M > 15M, el núcleo de carbono permanece convectivo y se convierte en oxígeno y posteriormente en magnesio.

18) El proceso continúa con envolturas que producen la combustión de silicio, oxígeno, carbono, helio e hidrógeno.

19) El proceso se completa con la formación de hierro en el núcleo de la estrella.

20) Se produce el colapso de la estrella a través de una explosión tipo supernova

21) El núcleo se contrae en una estrella de neutrones o un agujero negro. Lo rodea un remanente de supernova que se expande.

10- Estrella de neutrones: Cuando la masa inicial de la estrella es de 3 a 5 veces la masa del Sol, su estado final es más complejo que el de una enana blanca. Una vez que la estrella ha evolucionado más allá del estadio de Gigante, no se convertirá en una enana blanca; la gravedad conduce a la estrella a un estado final conocido como la estrella de neutrones; es mucho mayor la energía de los electrones, los cuales se combinan con protones formando neutrones y liberando energía.

11-Un agujero negro se origina cuando una cantidad apreciable de materia se acumula en un volumen extremadamente reducido, entonces la fuerza de atracción gravitatoria es tan intensa que la materia se comprime hasta adquirir un estado superdenso. La gravedad del objeto es allí tan elevada que nada puede escapar de él, ni siquiera la luz. De este hecho deviene su denominación: el nombre de agujero resulta de designar a un cuerpo en el cual la materia puede caer en él, pero del que no puede salir. Como la luz tampoco logra escapar, este objeto no será observable lo cual los astrónomos identifican como negro.

12- La mayoría de las estrellas tiene una luminosidad prácticamente constante. El Sol, nuestra estrella más cercana, es un buen ejemplo de esos astros que experimentan poca variación (usualmente sólo un 0.1% dentro de su ciclo solar, que dura 11 años). Sin embargo, muchas otras estrellas experimentan variaciones significativas de luminosidad, por lo cual son conocidas como estrellas variables.

Clasificación:

Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas:

• Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas.

Esta categoría puede dividirse en tres subgrupos:

1. Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.
2. Variables eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.
3. Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.

• Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría:

1. Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales.
2. Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal.

13- El espacio interestelar no está vacío, contiene gran cantidad de material al que se le conoce como Medio Interestelar (MI). El MI constituye entre el 10 a 15% de la masa visible de la vía láctea; está compuesto en un 99% de gas y el resto de polvo.  Las estrellas se forman dentro de regiones frías de medio interestelar, al tiempo que éstas reponen materia interestelar y energía a través de los vientos estelares y las explosiones de supernova. Esta interacción entre estrellas y materia interestelar fija el porcentaje en que una galaxia reduce su contenido gaseoso y por tanto determina la vida de la formación estelar activa.

El medio interestelar está formado por un plasma extremadamente diluido para los estándares terrestres.Dicho medio lo conforman tres constituyentes básicos: materia ordinaria, rayos cósmicos y campos magnéticos.

14- Una nebulosa planetaria es creada cuando una estrella expele sus capas más externas después de que se le ha acabado el combustible que había estado quemando. Estas capas más externas de gas se expanden hacia el espacio, formando una nebulosa que tiene frecuentemente la forma de un anillo o burbuja. Aproximadamente hace 200 años, William Herschel llamó a estas nubes esféricas nebulosas planetarias porque eran redondas como los planetas. En el centro de una nebulosa planetaria, puede aún ser visto el remanente brillante de la estrella de la cual la nebulosa se formó.

15- La galaxia en la que se localiza nuestra Tierra se conoce con el nombre de vía láctea. Los expertos creen que allí se atesoran entre 200 mil millones y 400.000 millones de estrellas en un diámetro medio de 100 mil años luz.

Del centro nacen cuatro brazos: Brazo de Perseo, Brazo de Orión, Brazo de Sagitario y Brazo de Cruz Centauro. Forman un disco que gira lentamente en espiral. En los brazos están las estrellas más jóvenes, las blancas y azules. También hay muchas nebulosas, donde se forman nuevas estrellas. El Brazo de Sagitario es el más brillante de todos.

La Vía Láctea es una galaxia grande. Mide 100.000 años luz de diámetro y contiene más de 200.000 millones de estrellas. Su gravedad es tan poderosa, que atrae a otras galaxias cercanas más pequeñas.

La Tierra está a 25.000 años luz del centro de la galaxia, en una zona poco poblada del Brazo de Orión. Nuestro Sistema Solar tarda 225 millones de años en dar una vuelta completa a la Vía Láctea.

16- Características de las galaxias:

• Una característica muy importante de una galaxia activa es que su espectro no depende de la temperatura.

• Emiten energía proveniente del espectro electromagnético, más específicamente de rayos X, gamma, ultravioleta, infrarrojo y ondas de radio.
• Se pueden clasificar en: tipo Seyfert, cuásar (o quásar), radiogalaxia, blazar (o BL Lacertae) y objeto extremadamente rojo (ERO, por sus siglas en inglés).

Las galaxias activas presentan cuatro principales características:

1. Muy compactos, o sea, tienen alta densidad.
2. Alta luminosidad (billones de veces más luminosos que el Sol).
3. Emisión constante de energía perteneciente al espectro electromagnético.
4. Tienen espectros de emisión.

17- Un cuásar o quásar es una fuente astronómica de energía electromagnética, que incluye radiofrecuencias y luz visible.

Los cuásares visibles muestran un desplazamiento al rojo muy alto. El consenso científico dice que esto es un efecto de la expansión métrica del universo entre los quasares y la Tierra. Además pueden fácilmente liberar energía a niveles iguales que la combinación de cientos de galaxias medianas. La luz producida sería equivalente a la de un billón de soles.

18- Al principio, los astrónomos no veían ninguna relación entre los cuásares y las galaxias, pero la brecha entre estos dos tipos de objetos cósmicos se ha ido llenando poco a poco al descubrirse galaxias cuyos núcleos presentan semejanzas con los cuasares. Hoy en día, se piensa que los cuasares son los núcleos de galaxias muy jóvenes, y que la actividad en el núcleo de una galaxia disminuye con el tiempo, aunque no desaparece del todo.

19- Como ejemplo de un caso peculiar se puede mencionar el par de cuásares conocidos como PHL 1222, con una magnitud total de 18m; este sistema doble, con una separación angular de 3” estre componentes, resulta un objeto extremadamente curioso, ya que es la única evidencia de dos quasares juntos. El corrimiento al rojo de PHL 1222 es de z= 1,91 lo que indica una distancia del orden de los 12.000 millones de años luz. De esta manera, ambas componentes tienen una separación de 100.000 años luz aproximadamente. Las fotografías muestran que este doble quasar está rodeado por numerosos objetos débiles, posiblemente galaxias; de ser así lo dos cuásares se encuentran formando parte de un cúmulo de galaxias.