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cafés, estrellas de baja masa, el Sol y
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Durante gran parte de la
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perfecto entre 2 fuerzas:
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Mientras continúe el proceso de fusión nuclear en el
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Durante su fase de gigante roja, la estrella
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8 Átomos
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9 Átomos
CH3C4H, CH3CH2CN, (CH3)20, CH3CH20H, HC7N y C8H

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Moléculas Interestelares
Se localizan en las regiones más frías y obscuras del medio interestelar,
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Nubes Moleculares
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que son indispensable...
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Créditos & Copyright: Jean-Charles Cuillyre (CFHT), Hawaiian Starlight,
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Globulos de Bok

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Nebulosa de reflexión
Debido a la extinción de la luz, las estrellas se observan con menos
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El polvo interestelar se encuentra en:
• La mayor parte del polvo se localiza,
principalmente en el disco Galáctico
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Supernova de tipo IA en la galaxia NGC5584

SN 2007af
Supernova de tipo II en la galaxia NGC3279

SN 2007av
Remanente de Supernova 1054 en El Cangrejo
Remanente de SN en el Cisne
Hen 1357

Nebulosa planetaria sumamente joven
http://casswww.ucsd.edu/physics/ph7/StevI.html
http://casswww.ucsd.edu/physics/ph7/StevI.html
http://casswww.ucsd.edu/physics/ph7/StevI.html
Diagrama Grotriano del Mecanismo
de Fluorescencia de Bowen

http://www.llnl.gov/science_on_lasers/07AstSpace/AS_FII-4.html
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  • Tabla tomada de http://nrumiano.free.fr/Estars/classes.html
  • Modificada de la tabla en http://nrumiano.free.fr/Estars/classes.html
  • De lejos, todo esto luce como una Águila . Una mirada de más cerca a la Nebulosa del Águila , sin embargo, muestra que la región brillante es en realidad una ventana en el centro de una grande y oscura caparazón de polvo . A través de esta ventana, un taller bien iluminado aparece, dónde todo un racimo abierto de estrellas se está formando. En esta cavidad, altos pilares y glóbulos redondeados de polvo obscuro y gas molecular frío quedan donde las estrellas están todavía en formación. Visibles ya son varias estrellas azul brillante jóvenes, cuya luz y vientos están quemando y empujando de regreso el resto de filamentos y paredes de gas y polvo. La nebulosa de emisión del Águila, designada M16, está a unos 6 500 años luz , abarca unos 20 años luz, y es visible con binoculares en la dirección de la constelación de la Serpiente . La imagen de arriba combina tres colores específicos emitidos y fue tomada con el telescopio de 0,9 metros en Kitt Peak , Arizona , E.E.U.U.
  • Créditos &amp; Copyright: Jean-Charles Cuillyre (CFHT), Hawaiian Starlight,CFHT Al este de la Nebulosa Laguna se encuentra un campo rico de estrellas en diversidad. Abajo a la izquierda vemos nubes ricas en polvo oscuro que esconden un tramado de estrellas de fondo y sistema de estrellas jóvenes todavía en formación. Las nubes oscuras incluyen a LDN 227 a la izquierda y IC 1275 a la derecha, con una estrella brillante cercana. A la derecha arriba hay nubes ricas en gas caliente luminiscente , incluyendo parte de la nebulosa de emisión NGC 6559&lt;/Anebulosa de reflexión proveniente de un grupo de estrellas masivas azules . El complejo NGC 6559 que vemos arriba ocupa unos 3 años luz y tiene una historia común con la Nebulosa de la Laguna . El complejo yace a unos 5000 años luz en la constelación de Sagitario .
  • http://cfa-www.harvard.edu/~agoodman/Presentations/IAS2006/298,45,“Clumpfinding” Began in Perseus, with “Barnard 1”
  • HH46/47
    NASA&apos;s Spitzer Space Telescope has lifted the cosmic veil to see an otherwise hidden newborn star, while detecting the presence of water and carbon dioxide ices, as well as organic molecules. Using near-infrared light, Spitzer pierces through an optically dark cloud to detect the embedded outflow in an object called HH 46/47. Herbig-Haro (HH) objects are bright, nebulous regions of gas and dust that are usually buried within dark dust clouds. They are formed when supersonic gas ejected from a forming protostar, or embryonic star, interacts with the surrounding interstellar medium. These young stars are often detected only in the infrared.
    HH 46/47 is a striking example of a low mass protostar ejecting a jet and creating a bipolar, or two-sided, outflow. The central protostar lies inside a dark cloud (known as a &apos;Bok globule&apos;) which is illuminated by the nearby Gum Nebula. Located at a distance of 1140 light-years and found in the constellation Vela, the protostar is hidden from view in the visible-light image (inset). With Spitzer, the star and its dazzling jets of molecular gas appear with clarity.
    The Spitzer image (inset) was obtained with the infrared array camera. Emission at 3.6 microns is shown as blue, emission from 4.5 and 5.8 microns has been combined as green, and 8.0 micron emission is depicted as red. The 8-micron channel of the camera is sensitive to emission from polycyclic aromatic hydrocarbons. These organic molecules, comprised of carbon and hydrogen, are excited by the surrounding radiation field and become luminescent, accounting for the reddish cloud. Note that the boundary layer of the 8-micron mission corresponds to the lower right edge of the dark cloud in the visible-light picture.
    The primary image shows a spectrum obtained with Spitzer&apos;s infrared spectrograph instrument, stretching from wavelengths of 5.5 microns to 20 microns. Spectra are graphical representations of a celestial object&apos;s unique blend of light. Characteristic patterns, or fingerprints, within the spectra allow astronomers to identify the object&apos;s chemical composition.
    The broad depression in the center of the spectrum signifies the presence of silicates, which are chemically similar to beach sand. The depth of the silicate absorption feature indicates that the dusty cocoon surrounding the embedded protostar star is extremely thick. Other absorption dips are produced by water ice (blue) and carbon dioxide ice (green). The fact that water and carbon dioxide appear in solid form suggests that the material immediately surrounding the protostar is cold. In addition, the Spitzer spectrum includes the chemical signatures of methane (red) and methyl alcohol (orange).
  • Astronomers have caught a peek at a rare moment in the final stages of a star&apos;s life: a ballooning shroud of gas cast off by a dying star flicking on its stellar light bulb. The Hubble telescope has captured the unveiling of the Stingray nebula (Hen-1357), the youngest known planetary nebula.
    Twenty years ago, the nebulous gas entombing the dying star wasn&apos;t hot enough to glow. The Stingray nebula (Hen-1357) is so named because its shape resembles a stingray fish. Images of a planetary nebula in its formative years can yield new insights into the last gasps of ordinary stars like our Sun.
  • Grotrian diagram for the Bowen fluorescence mechanism. The observed fluorescence occurs when the emission from the HeII Lyman-alpha transition pumps the 2p P state of OIII to the state 2p3d P. This leads to the enhanced emission from the transition down to the states 2p3p P, S, and D. There is also enhanced emission from these states to the 2p3s P level. In addition, it has been pointed out that the emission from the OIII 2p3s P to the 2p P can pump the ground state of NIII 2p P to the 2d D level, which then can decay via the 3p P level with enhanced emission in the visible. This latter part of the mechanism is not yet confirmed. The NIF would be required in order to generate both the large volumes of plasma necessary and a radiation source sufficient to create the plasma in an appropriate state to provide experimental verification of the Bowen mechanism.
  • Cba11

    1. 1. M<0.084Msol M<6Msol M>6Msol Mnúcleo>2.5Msol
    2. 2. Tamaños relativos entre entre enanas cafés, estrellas de baja masa, el Sol y la Tierra
    3. 3. LHS 3397a Imagen tomada con Gemini, utilizando óptica adaptiva
    4. 4. Durante gran parte de la vida de las estrellas existe un balance casi perfecto entre 2 fuerzas: la del peso de las capas (gravedad), y la debida a la presión de los gases, producida por la fusión en el centro. En la figura se presenta el caso de una estrella de la secuencia principal con la cadena P-P. Fuerza debida a la presión 4H He peso
    5. 5. Mientras continúe el proceso de fusión nuclear en el centro de la estrella, esta seguirá en la secuencia principal del diagrama HR. Pero eventualmente, el combustible nuclear (H) en el centro se agota; es entonces cuando la estrella abandona la SP.
    6. 6. Fase Posterior a la SP He 4H He No se genera energía en el núcleo, sino que “quema” el hidrógeno que hay en las capas. La estrella sale de la SP, empieza a crecer y a volverse cada vez más rojiza (al reducir la temperatura de su superficie.
    7. 7. Durante esta etapa la estrella une 3 núcleos de helio para producir uno de carbono. Para que pueda ocurrir esto, se requieren temperaturas del orden de 100 millones de grados en el centro de la estrella. 3He C
    8. 8. Comparación de tamaños para Betelgeuse en Orión
    9. 9. Durante su fase de gigante roja, la estrella brillará 100 veces más de lo que brillaba estando en la secuencia principal. Su tamaño será también, muchas veces más grande.
    10. 10. Núcleo zona radiativa convectiva La energía sale del núcleo solar en forma de rayos gama. Pero ésta tarda millones de años en salir del sol, debido al enorme número de choques entre fotones y materia. Cuando finalmente emerge la luz, su longitud de onda es de 570 nanómetros.
    11. 11. Estructura Interna del Sol
    12. 12. Evolución en el Diagrama HR Para Una Estrella de una Masa Solar
    13. 13. Evolución de Estrellas Masivas
    14. 14. Clasif. Masa espectr. Radio Luminosidad temperatura Vida Abund.Rel. (grados K) (millones de años) (en %) W >40 20 1,000,000 50,000 <1 O5 32 18 600,000 40,000 1 B0 B5 A0 A5 16 6.5 3.2 2.1 7.4 3.8 2.5 1.7 16,000 600 60 20 28,000 15,500 9,900 8,500 10 100 500 1,000 F0 1.75 1.4 6 7,400 2,000 F5 1.25 1.2 3 6,600 4,000 G0 1.06 1.1 1.3 6,000 10,000 G2 Sol 1 1 1 5,800 12,000 G5 0.92 0.9 0.8 5,500 15,000 K0 0.80 0.8 0.4 4,900 20,000 K5 0.69 0.7 0.1 4,100 30,000 M0 0.48 0.6 0.02 3,500 75,000 M5 0.20 0.3 0.001 2,800 200,000 despreciabl e 0.00002 0.1 1 3 9 14 73
    15. 15. Tiempo de Vida de las Estrellas Como Función de su Masa
    16. 16. Enanas blancas Estrellas neutrónicas Hoyos negros
    17. 17. C E Líneas más Prominentes Otras líneas W Ionized helium, hydrogen Carbon and Oxygen (class WC) Nitrogen (class WN) O Ionized helium Neutral helium, weak hydrogen lines B Neutral helium Hydrogen lines growing in B6 to B9 A Strong hydrogen lines in A0, decreasing towards A9 ionized calcium lines stronger and stronger from A0 to A9 F Stronger ionized calcium lines G Strong ionized calcium lines Metals, specially iron K Strong neutral metals lines CH and CN Molecules M Absorption lines of titanium oxyde Many metal lines C Neutral metals Carbon S Neutral metals Zirconium oxyde, Yttrium, Baryum
    18. 18. Para los más interesados en estudiar la evolución de las estrellas, se recomienda el siguiente applet. http://instruct1.cit.cornell.edu/courses/astro101/java/evolve/evolve.htm#example
    19. 19. La variabilidad de las estrellas no fue descubierta sino hasta fines del siglo XVI. El 8 de Noviembre de 1572 Tico Brahe descubre una supernova que llego a ser casi tan brillante como Venus y que después fue decayendo lentamente, hasta dejar de ser visible en 16 meses.
    20. 20. El primer descubrimiento de una estrella variable se debe a David Fabricius, (Holanda 1564-1617) quien en 1596 descubre que la estrella Mira (Omicrón Ceti) cambia en forma periódica su brillo. Poco después Will. Jansonius, descubre la nova P Cygni, en 1600. El 30 de Septiembre de 1604 se descubre la supenova de Kepler.
    21. 21. En eclipse Las estrellas casi hacen contacto
    22. 22. Nucleosintesis Estelar Estrellas de baja masa: Masa <1Msol •Reacciones: quema de H y posiblemente de He •Eyección: RGB, AGB?, PN? Estrellas de masa intermedia: Mass <8Msol •Reacciones: quema de H, He y procesos-S •Eyección: AGB, PN Estrellas muy masivas: Masa >8Msol •Reacciones: quema de: H, He, C, Ne, O, Si y procesos-r •Eyección: WR, SNII, SNIb, SNIc Estrellas binarias •Reacciones: nucleosintesis explosiva •Eyección: SNIa, novas
    23. 23. El Medio Interestelar Es todo aquello que se encuentra en el basto espacio entre las estrellas. En el se incluyen: el gas, el polvo, partículas cargadas, campos electromagnéticos, materia obscura, energía obscura, etc. Algunos de las componentes más importante del MI son: 1. Hidrogeno neutro HI 2. Regiones de hidrógeno ionizado HII 3. Nubes moleculares 4. Polvo interestelar 5. MI tibio 6. MI caliente 7. Líneas interestelares 8. Nebulosas planetarias 9. Remanentes de supernovas 10.Rayos Cósmicos 11.Campos magnéticos 12.El medio intergaláctico
    24. 24. Nubes Moleculares MI Neutro Frío MI Neutro Tibio MI Ionizado Tibio MI Ionizado Caliente Rayos Cósmicos
    25. 25. El gas está compuesto por átomos, iones (átomos que han perdido o ganado electrones) y moléculas. El 99% de la materia interestelar se encuentra en forma gaseosa. Hay en promedio una partícula de gas por cada cm3 de volumen. Esta densidad de materia es mucho menor que el más alto vacío que haya podido lograrse en nuestro planeta. El elemento más abundante en el universo es el hidrógeno, por lo que dependiendo de la temperatura y densidad de la nube interestelar en que se localice, se encontrará en diferentes formas. A temperaturas y densidades bajas (que son las más comunes), es más probable encontrarlo como hidrógeno neutro HI. A temperaturas muy bajas de alta densidad, se encuentra, principalmente formando la molécula de hidrógeno H2. Bajo las condiciones que existen alrededor de estrellas muy calientes (de tipo O, B), es más probable encontrarlo ionizado HII.
    26. 26. e Hidrógeno neutro Hidrógeno Ionizado Hidrógeno molecular e HI P P P HII P e H2
    27. 27. Hidrógeno Neutro Se estudia mediante una transición en ondas de radio de 21 cm. Entre los 2 niveles del estado base del átomo de hidrógeno.
    28. 28. Moléculas en el Espacio La mayoría de las detecciones se logran utilizando técnicas de Radio Astronomía 2 Átomos AlF, AlCl, C2, CH, CH+, CN, CO, CO+, CP, CS, CSi, HCl, H2, KCl, NH, NO, NS, NaCl, OH, PN, SO, S0+, SiN, SiO, SiS, HF, SH y posiblemente FeO. 3 Átomos C3, C2H, C20, C2S, CH2, HCN, HCO, HCO+, HCS+, HOC+, H20, H2S, HNC, HNO, MgCN, MgNC, N2H+, N20, NaCN, OCS, S02, c-SiC2, CO2, NH2, H3+ y AlNC.
    29. 29. 4 Átomos c-C3H, l-C3H, C3N, C30, C3S, C2H2, CH2D+?, HCCN, HCNH+, HNCO, HNCS, HOCO+, H2CO, H2CN, H2CS, H30+, NH 3 y, SiC3 5 Átomos C5, C4H, C4Si, l-C3H2, c-C3H2, CH2CN, CH4, HC3N, HC2NC, HCOOH, H2CHN, H2C20, H2NCN, HNC3, SiH4 y H2COH+ 6 Átomos C5H, C50, C2H4, CH3CN, CH3NC, CH30H, CH3SH, HC3NH+, HC2CHO, HCONH2, l-H2C4 y C5N 7 Átomos C6H CH2CHCN CH3C2H HC5N HCOCH3 NH2CH3 c-C 2H4O
    30. 30. 8 Átomos CH3C3N, HCOOCH3, CH3COOH, C7H, H2C6, CH2OHCHO 9 Átomos CH3C4H, CH3CH2CN, (CH3)20, CH3CH20H, HC7N y C8H 10 Átomos CH3C5N? (CH3)2CO NH2CH2COOH? 11 Átomos HC9N 13 Átomos HC11N
    31. 31. Moléculas Interestelares Se localizan en las regiones más frías y obscuras del medio interestelar, principalmente cerca del centro galáctico y en las regiones más densas de los brazos espirales, precisamente en las nubes moleculares.
    32. 32. Nubes Moleculares Son condensaciones de gas y polvo, frías y densas, que cumplen con las condiciones que son indispensables para la formación de moléculas. Tienen una temperatura de alrededor de 15Kelvin (-258C) y masas del orden de 1 millón de masas solares. Son muy importantes para la Astronomía, porque son los sitios donde se forman las nuevas estrellas.
    33. 33. 0.9M KPNO
    34. 34. Créditos & Copyright: Jean-Charles Cuillyre (CFHT), Hawaiian Starlight,
    35. 35. Esta compuesto por granos sólidos microscópicos que contienen un gran número de átomos. Aproximadamente el 1% de la materia interestelar está compuesta de polvo. El polvo juega un papel muy importante en la formación de moléculas, y en el enfriamiento que se requiere, para que pueda ocurrir la formación estelar. El tamaño típico de un grano de polvo es de media micra (una micra o micrómetro es igual a la milésima parte de un milímetro), que corresponde al tamaño de la longitud de onda de la luz. Por esta razón, el polvo la absorbe (extingue la luz), impidiendo el paso de la luz en el visible. Sin embargo, la energía absorbida es emitida en el infrarrojo. Las partículas de polvo más comunes son: silicatos, grafitos, hielos, partículas de hierro. Un grano típicamente contiene entre un centenar y un millón de átomos.
    36. 36. Los primeros “sacos de carbón” se encontraron en Perseo, con “Barnard 1” “B5” “B2” IC348 “B3” NGC1333 “B4” “B1” Barnard 1919 ApJ Image: Barnard’s 1927 Atlas
    37. 37. Imagen en el lejano infrarrojo (satélite IRAS). El blanco y los colores más claros corresponden al polvo. Las bandas negras no tienen significado astronómico.
    38. 38. Globulos de Bok Visible Bart Bok Holanda 1906 - EU 1983 Infrarrojo
    39. 39. Optical Near-Infrared
    40. 40. Glóbulos de Bok en IC 2944
    41. 41. RCW38 en IR
    42. 42. Nebulosa de reflexión
    43. 43. Debido a la extinción de la luz, las estrellas se observan con menos brillo y de un color más rojizo. La explicación del enrojecimiento se debe, a la dispersión de la luz, y es exactamente el mismo mecanismo que hace que los atardeceres se vean rojos en nuestro planeta. En la dirección del plano galáctico, se extinguen 2 magnitudes por cada kpc, debido al efecto del polvo. Por cada 100,000 millones de fotones que viajan con dirección a nosotros desde el centro de la Vía Láctea (~9 kpc de distancia), solo un fotón llega a nosotros. Enrojecimiento de la luz por polvo λ1 λ2 enrojecida λ3 λ 2 > λ 1> λ 3
    44. 44. El polvo interestelar se encuentra en: • La mayor parte del polvo se localiza, principalmente en el disco Galáctico • En regiones moleculares, que son precisamente los sitios de formación estelar • En cascarones alrededor de estrellas gigantes rojas o supergigantes. • En nubes cirrus, muy cerca del plano Galáctico. Estas nubes emiten mucha radiación en el infrarrojo.
    45. 45. Supernova de tipo IA en la galaxia NGC5584 SN 2007af
    46. 46. Supernova de tipo II en la galaxia NGC3279 SN 2007av
    47. 47. Remanente de Supernova 1054 en El Cangrejo
    48. 48. Remanente de SN en el Cisne
    49. 49. Hen 1357 Nebulosa planetaria sumamente joven http://casswww.ucsd.edu/physics/ph7/StevI.html
    50. 50. http://casswww.ucsd.edu/physics/ph7/StevI.html
    51. 51. http://casswww.ucsd.edu/physics/ph7/StevI.html
    52. 52. Diagrama Grotriano del Mecanismo de Fluorescencia de Bowen http://www.llnl.gov/science_on_lasers/07AstSpace/AS_FII-4.html

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