clasificacion de las estrellas

El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al descubrimiento de que los espectros de las estrella están dispuestos en una secuencia continua según la intensidad de ciertas líneas de absorción. Las observaciones proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.

Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, permiten una clasificación completa de todos los tipos de estrellas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.

Clase O: Líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de las del hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos.

Clase B: Líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon Orionis.

Clase A: Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.

Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta Aquilae.

Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".

Clase K: Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras que indican la presencia de otros metales. Este grupo está tipificado por Arturo.

Clase M; Espectros dominados por bandas que indican la presencia de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo.

Las estrellas más grandes que se conocen son las supergigantes, con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como "enanas blancas" pueden tener diámetros de sólo una centésima del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 40 veces mayor que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su pequeño tamaño.

Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la del Sol y, a escala menor, bolas de gas caliente demasiado pequeñas para desencadenar reacciones nucleares. Un objeto que puede ser de este tipo (una enana marrón) fue observado por primera vez en 1987, y desde entonces se han detectado otros.

El brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Las estrellas más brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol; las enanas blancas son unas 1.000 veces menos brillantes.

Las clases establecidas por Annie Jump Cannon se identifican con colores:

- Color azul, como la estrella I Cephei
- Color blanco-azul, como la estrella Spica
- Color blanco, como la estrella Vega
- Color blanco-amarillo, como la estrella Proción
- Color amarillo, como el Sol
- Color naranja, como Arcturus
- Color rojo, como la estrella Betelgeuse.

A menudo las estrellas se nombran usando la referencia a su tamaño y a su color: enanas blancas, gigantes rojas, ...

Preguntas

Aqui la lista de preguntas de nuestro tema, dejar un comentario si teneis dudas (o pregutarlo en clase)

Vídeo 1 1:45 min
¿Qué son los pilares de la creación?

Vídeo 2
¿Qué hace una estrella cuando se le acaba el hidrógeno? 2:00
¿Qué es una nebulosa planetaria?

Vídeo 2-3
¿qué es una supernova de tipo 1A? 9:20 (video 2)

Vídeo 5
¿Qué es una enana marrón?

Origen y fin del universo

Existen varias teorías que explican el nacimiento del universo asi como su destrucción;
La teoría de cuerdas, por ejemplo, predice la existencia de mas dimensiones espaciales y quizá de otros universos inmersos en un espacio mayor. La gran explosión pudo haber sido el choque de nuestro universo con otro universo. La unión entre la teoría de cuerdas y el concepto de la inflación produce la idea de multiverso: el universo constaría de un número infinito de piezas desconectadas, cada una con sus propias leyes locales de la física. El concepto de multiverso se funda en dos hallazgos teóricos clave, el primero, que las ecuaciones que describen la inflación sugieren que, si una vez hubo inflación, debería pasar una y otra vez, con un número infinito de regiones inflacionarias creadas a lo largo del tiempo. El segundo, que la teoría de cuerdas sugiere que esas regiones presentan parámetros físicos distintos.
El multiverso hace discutible la pregunta del antes de la gran explosión, puesto que habrían existido infinitas grandes explosiones, cada una desencadenada por su propia inflación.

EL FUTURO
El destino final de nuestro universo dependerá de que la energía siga acelerando la expansión cósmica o no, existen cuatro suertes posibles:
A) la aceleración termina y el universo se expande eternamente
b) la aceleración continua
c) la aceleración se intensifica (big crunch)
d) la aceleración cambia a deceleración rápida y lleva a un colapso

DIAGRAMA HERTZPRUNG-RUSSELL

En 1911 el astrónomo Ejnar Hertzprung usó este tipo de diagrama por primera vez. Más tarde en 1913 y de forma independiente Henry Norris Russell hizo lo mismo. 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. Usando este diagrama, por ejemplo, se puede hallar la edad de los cúmulos globulares

Europa medirá estrellas como nunca antes se ha echo

Mucho ha llovido desde que el griego Hiparco realizara el primer catálogo estelar, allá por el 129 a.C. Con la única ayuda de sus ojos, Hiparco registró de modo sistemático la posición y brillo relativo de unas 1.000 estrellas. Ahora, con el telescopio Gaia de la Agencia Europea del Espacio (ESA), se avecina una nueva revolución.
La posición y el movimiento de las estrellas nos aporta información muy valiosa sobre la historia de su formación y sobre la distribución de la materia en nuestra galaxia. En 1989 el satélite de la ESA Hipparcos, en órbita terrestre, inauguró la era de la astrometría espacial. La astrometría es la ciencia que estudia la posición y movimientos de los objetos estelares. Hipparcos realizó durante varios años múltiples mediciones que permitieron, tras una ardua labor de procesado de datos, crear un nuevo catálogo astrométrico con 100.000 estrellas, 100 veces más preciso que los anteriores.
Con la misión Gaia, que se lanzará en 2012, la astrometría dará otro paso de gigante. Gaia logrará una precisión del orden de 20 microsegundos de arco (equivalente al ángulo creado por una moneda de un euro sobre la Luna vista desde la Tierra).


Medir 1.000 millones de estrellas
Para poder realizar su misión Gaia viajará a un punto virtual en el espacio -el segundo punto lagrangiano- situado a 1,5 millones de kilómetros y donde la gravedad de la Tierra y el Sol se combinan de tal forma que los satélites pueden quedar como colgados en el espacio. Al cabo de seis meses de operaciones, Gaia habrá observado el cielo al completo y habrá recopilado datos sobre 1.000 millones de objetos. Gaia dispondrá además de un instrumento para medir el color de las estrellas y otro para determinar su espectro.


10.000 nuevos planetas extrasolares
El catálogo de datos que producirá Gaia tendrá un gran impacto en muchas áreas de la astronomía. El satélite utiliza 10 espejos y 106 detectores. Su sofisticado procesador de a bordo le permitirá acumular los datos de las imágenes a medida que el satélite gira. Las estaciones de seguimiento recibirán los datos cada noche y los transmitirán al centro de control de operaciones situado en Alemania; de ahí los datos serán reenviados al Centro Europeo de Astronomía Espacial de la ESA (ESAC), en Villanueva de la Cañada (Madrid). En el ESAC se realizará una parte importante del procesado de datos y las operaciones científicas.



Fuente: ESA

Corrimiento al rojo

El efecto de corrimiento al roj0, producido por el efecto doppler es considerado uno de los mayores hallazgos recientes relacionados con la expansión del universo.
¿En qué se supone que consiste este fenómeno?

Para entenderlo podemos partir de un símil bastante común, el sonido, y es que el sonido a menudo se comporta como la radiación electromagnética. Así, cuando una ambulancia se acerca a nosotros con la sirena puesta, oímos el tono de esta más agudo; en cambio cuando la ambulancia se aleja la sirena suena más grave.
Esto es debido a la forma en la que se producen los sonidos, un sonido es una sucesión de ondas que se transmiten a través del aire. El tono de los sonidos varía según la velocidad a la que nos llegan dichas ondas, así que las ondas que nos lleguen cuando la ambulancia se acerca llegarán con su velocidad normal más la velocidad de la ambulancia, lo que provocará que nos lleguen unas mas seguidas a otras y las oigamos más agudas. Pero si la ambulancia se aleja, a la velocidad de las ondas se le resta la de la ambulancia, siendo el tono resultante mas grave.

En el caso de la radiación electromagnética, esta también se produce gracias a otra clase de ondas, así que podemos aplicar la misma norma. Si una estrella se aleja de nosotros, la radiación que emite reduce su frecuencia, con lo que se produce una perdida de energía. En el caso de la luz visible, el color que se produce con menor frecuencia es el rojo; así que con el efecto doppler, los demás colores parecen acercarse al rojo. De ahí el nombre de desplazamiento o corrimiento al rojo.

Además, al pasar cerca de un objeto muy masivo (algo con mucha gravedad como una estrella) o al tener que escapar de ella, tambien se produce un corrimiento al rojo debido a la dilatación del tiempo según la relatividad general de Einstein, pero prefiero no meterme en ese tema.



Explicación en youtube

Vida y muerte de las estrellas

En primer lugar, un video introductivo para nuestro primer tema; El Origen y la Muerte del Universo
Este vídeo esta formado por 5 partes y dura unos 48 minutos.

Parte 2	Parte 3
Parte 4	Parte 5

	Algunos conceptos que debemos entender: En primer lugar, la gravedad es mayor cuanto mayor sea la masa de un objeto, además, al contrario de lo que puede parecer, la gravedad aumenta a medida que el volumen del objeto decrece.
	Las reacciones termonucleares son las reacciones nucleares que se producen debido a la temperatura y la presión de los átomos en un determinado momento. En el caso de las estrellas, se fusionan dos átomos para dar lugar a otros más pesados. Ojear la wikipedia para mas información.