prueba

1. Fundación Centro de Investigaciones de Astronomía “Francisco J. Duarte”

2. E l F i rm am e n to E s tre llad o

3. Dist ancias Ast r onómicas
UNIDAD ASTRONOMICA:
Es la distancia promedio de la Tierra
al Sol, su valor es:
149 597 900 km
Y la luz tarda en viajar del sol a la
tierra:
149 597 900 km / 300,000 km/sec
= 498.66 sec
= 8 min, 19 sec.

4. Año L u z
Es la distancia recorrida por
la luz en 365 dias
Equivale a 9,460,528,404,846
Km
Ó 63.240 UA
ó 0.3066 parsecs

5. P AR AL AJE E S T E L AR
π
π
1UA
1UA 1 −5 1
2.063 x10
d= ...o... UA d= d=
Tgπ π π π"
Es el ángulo con que que ve el radio de la orbita de la tierra, desde una estrella
dada
Existen varios paralajes:
-Paralaje Anual Trigonometrica, Paralaje Espectroscopica,
-Paralaje Dinámica, Paralaje Secular

6. P AR S E C
El pársec o parsec (pc) es una
unidad astronomíca de longitud.
Su nombre se deriva del inglés
parallax of one arc second
PARSEC:
Es la distancia a la cual se
encuentra una estrella desde la
cual, el RADIO de la orbita
terrestre se vea con un ángulo de
1” de arco
1 parsec = 3.26 años-luz
= 31 billones de kilómetros
D(pc) = 1/p “

7. E s tre llas M as C e rc an as
Sistema α Centauri
Distancias:
A y B= 4.3 al
Prox. Cent= 4.2 al

8. M ag n i tu d e s E s te lare s
Magnitud Visual Aparente:
Es el brillo aparente con que vemos las estrellas
Se organizan de manera inversa, las mas brillantes tienen menor Mag. Que las mas
debiles, van desde –1.46 para Sirio hasta 6.3 para las mas debiles visibles, el sol tiene –
26.72 y los mas potentes telescopios alcanzan hasta Mag. 30
En 1856 se establece la "escala de Pogson": una estrella de 1ª magnitud tiene una
intensidad luminosa aparente 2'512 mayor que una estrella de 2ª magnitud, y en general
una dif. de 1na mag. Implica un brillo 2.5 veces menor.
Estrellas visibles 6500 estrellas
b1
m1 − m2 = −2.5 log
b2
Magnitud Visual Absoluta:
Mag. Que tendria una estrella auna distancia de 10 Pc
M = m + 5 + 5 log(π )

10. L U M I N O S I D AD
- De una estrella es una medida de la cantidad de energía luminosa emitida
por la estrella por unidad de tiempo.
- Si llamamos Brillo (b) al la cantidad de energía luminosa recibida por
unidad de área y tiempo a una distancia d de la estrella, entonces:
Luminosidad = 4π d2 b

11. Principales Estrellas
Estrella Magnitud Magnitud Distancia a
Absoluta aparente La Tierra (AL)
El Sol +4.8 -26.72 0.000016
Proxima Centanturi +15.5 +11.05 (var) 4.3
Alfa Centauri +4.4 -0.27 4.3
Sirio +1.4 -1.46 8.6
Altair +2.3 +0.77 16
Vega +0.6 +0.03 25
Arturo +0.2 -0.04 34
Capella +0.4 +0.08 41
Canopus -2.5 -0.72 74
Rigel -8.1 +0.12 900
Betelgeuse -7.2 +0.7 (var) 1500
Deneb -7.2 +1.25 1500

12. Vecindario Solar
Burbuja Local de aprox 120 pc

13. INDICE DE COLOR (Sistema UBV)
Es una medida del color de una estrella comparando la magnitud en cada una de las
siguientes bandas:
U, magnitud ultravioleta, centrado en 3650 Å con una banda de paso efectiva de 680 Å
B, magnitud azul, centrado en 4400 Å con una banda efectiva de 980 Å
V, magnitud visual, centrado en 5500 Å con una banda efectiva de 890 Å
Se usan frecuentemente los indices:
B – V : Diferencia de Mag. Entre el Azul y el Visual
U - B : Diferencia de Mag. Entre el Ultravioleta y el Azul
Para mB > mV la estrella es más débil en el azul, luego parecerá más roja que Vega. Que por
definición, Vega tiene todas las magnitudes aparentes iguales a cero, mv = mB = 0.

14. E S P E C T R O S C O P ÍA

15. E s p e c tro s c o p i o An ti g u o
Spectroscope - A Kruss, Hamburg c.1910

16. E s p e c tro s c o p i o M o d e rn o

17. E s p e c tro s c o p i o C as e ro

18. E s p e c tro S o lar – L i n e as d e Ab s o rc i ón

19. Contínuo
Lineas de Emisión
Lineas de Absorción

20. L i n e as d e
E m i s i ón

21. EFECTO DOPPLER
Consiste en el cambio de la Longitud de Onda por efecto del
movimiento de la fuente o el observador
∆λ
Si se acercan la luz se torna azulada (Desminuye λ ) Vr = c.
λo
Si se alejan, la luz se enrojece (Aumenta λ )

22. C als i fi c ac i ón E s p e c tral

23. CLASE ESPECTRAL
Clasificación estelar de acuerdo a su espectro electromanético, Inicialmente creada por P. Secchi en 1860,
luego perfeccionada por E. C. Pickering de Harvard, en 1890, y actualmente conocida como el sistema
Yerkes o MKK (Morgan, Keenan, Kellman).
Temperatura Distribu
Clase Color Características espectrales
Superficial ción %
Blanco
O Azulado
30.000 Líneas de Helio Ionizado, pocas líneas de absorción, pocas líneas de H 0.5
Blanco
B Azulado
11 a 30 mil Helio Neutral, Aparece el Hidrogeno 19
Blanco 7500-
A Azulado 11.000
Domina el H, presencia de metales ionizados 22
Blanco
F Azulado a 6000-7500 H débil, Calcio Ionizado 14
blanco
Blanco
G Amarillento
5000-6000 Calcio II, prominante, H muy débil, metales neutros 13
Amarillo-
K Naranja
3500-5000 Metales neutros dominantes 25
Líneas fuertes de metales neutrales, Bandas moleculares,
M Rojizo 3500
principalmente de Oxido de Titanio 6

24. Espectros Estelares

25. Relación Brillo Temperatura
Hay estrellas más
brillantes que el Sol, y
otras menos brillantes
que el Sol. También hay
estrellas más calientes y
otras menos calientes
que el Sol. La
temperatura y el brillo
de una estrella están
relacionadas, lo cual se
puede apreciar en una
gráfica del brillo como
función de la
temperatura.

26. Diagrama H-R
En 1911 el astrónomo danés
Ejnar Hertzprung usó este tipo de
diagrama por primera vez.
Más tarde en 1913, el
Hertzprung norteamericano Russell
Henry Norris Russell hizo lo
mismo de forma independiente
Por la calidad y cantidad de información
revelada en este sencillo diagrama, que se
llama el Diagrama Hertzprung-Russell
(H-R), este representa un gran logro para
la astrofísica y es una herramienta
valiosísima para los astrónomos.

29. CLASE DE LUMINOSIDAD
Relacionada con el Tamaño-Luminosidad de la estrella dentro de una misma clase espectral
Clase Características
I Supergigantes
II Gigantes brillantes
III Gigantes
IV Subgigantes
V Enanas de la secuencia principal
VI Sub-Enanas
VII Enanas Blancas

30. Determinación de los radios de las estrellas por su
posición en el diagrama H-R
Para una T dada la Luminosidad solo
depende del Radio de la Estrella, así
Mayores Luminosidades ⇒ Mayores Radios

31. Fin Capítulo