En 1861 William Huggins demostró que podía reproducir estas líneas sobre una fuente de luz utilizando elementos conocidos. Los distintos elementos absorbían determinados colores del espectro. Así, se les llamó “líneas de absorción”. Para sorpresa de muchos, las líneas de absorción Sol estaba hecho de materia común y corriente

1. CLASIFICACION DE ESTRELLAS
Lonnie Pacheco

2. Esta conferencia llega a Usted gracias a
www.astronomos.org

3. El primero en intentar una clasificación estelar fue Hiparco (190 a.C.)

4. Su idea fue diferenciar a las estrellas según su brillo, y las ordenó por
“magnitud”, empezando por las 20 más brillantes
Till Credner y Sven Kohle

5. Hiparco estableció 6 órdenes de magnitud
magnitud 1 = + brillante, magnitud 6 = - brillante
Magnitud 1
Magnitud 2
Magnitud 3
Magnitud 4
Magnitud 5
Magnitud 6
Till Credner y Sven Kohle

6. Cuando en 1609 Galileo apuntó su telescopio hacia las estrellas,
aparecieron astros de magnitud menor (7, 8, 9, etc)

7. Aún antes, y sin afán de clasificar, las estrellas ya habían recibido
nombres propios en base a su aspecto o color.
Antares
Regulus
Algol
Mira
John Chumack

8. ¿De dónde obtienen su color las estrellas?
Hillary Mathis, .A.Sharp/ OAO/AURA/ SF

9. CLASIFICACION ESPECTRAL

10. Nacimiento de la espectroscopía

11. En 1665 Newton dedicó gran parte de su tiempo al estudio de la Luz

12. Newton demostró que un prisma podía descomponer un rayo de
luz solar blanca en diferentes colores

13. Los colores que el prisma separaba eran los mismos que se observan en
el Arcoiris y aparecían en el mismo orden

14. La banda multicolor que resulta de la descomposición de la luz recibió el
nombre de “espectro”
Un espectro sin interrupciones se llama Espectro Continuo

15. Cualquiera que se exponga a la luz blanca del Sol,
sentirá calor después de unos instantes

16. Si una persona viste ropa negra, la absorción de la luz solar será mayor y
sentirá más calor (por eso en verano se usan colores claros)

17. En 1800 William Herschel realizó un experimento: pintó de negro un
termómetro y lo expuso a los rayos de Sol.
La temperatura ascendió rápidamente

18. ¿Pero...qué pasará
si el termómetro
recibe sólo una
parte del espectro
solar?

19. Herschel tomó la temperatura del espectro, colocando un termómetro en
cada color y observando la reacción del mismo
Cuando un termómetro fue situado fuera del espectro, a un lado del
rojo...¡Su temperatura se incrementó!

20. Herschel descubrió que el Sol también emitía luz no visible.
Por su aparición al lado del rojo, se le llamó luz infrarroja

21. En 1801 Johann Wilhelm Ritter descubrió otra forma de luz no visible,
más allá del violeta. Hoy la llamamos radiación UltraVioleta (UV)
Johann Wilhelm Ritter
El Espectro visible e invisible
constituye el Espectro Electromagnético

22. En 1802 William Wollaston observó que el espectro de la luz solar no
era continuo, pues era interrumpido por una serie de líneas oscuras
William Wollaston

23. En 1814, Joseph Fraunhofer hizo un estudio similar e identificó una gran
cantidad de líneas oscuras en el espectro del Sol
Joseph von Fraunhofer

24. Fraunhofer clasificó alrededor de 600 líneas oscuras
N.A.Sharp, NOAO/NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF

25. Fraunhofer observó que las líneas no aparecían al azar.
Su ubicación en el espectro era específica y registró la posición
de más de 300 de ellas
Joseph von Fraunhofer

26. En 1861 William Huggins demostró que podía reproducir estas líneas
sobre una fuente de luz utilizando elementos conocidos

27. Los distintos elementos absorbían determinados colores del espectro.
Así, se les llamó “líneas de absorción”
Magnesio
Sodio
Oxígeno

28. Para sorpresa de muchos, las líneas de absorción demostraban que el Sol
estaba hecho de materia común y corriente

29. Cuando llegó el turno a las estrellas, sus espectros también presentaron
líneas de absorción, pero en patrones muy variados
SIRIUS
BETELGEUSE

30. Así, inició la clasificación espectral de las estrellas

31. En 1872 Henry Draper registró fotográficamente el primer espectro de
una estrella –además del Sol: Vega
Henry Draper

32. Además de Draper, Edward Pickering tenía un profundo interés en los
espectros estelares y propuso una clasificación espectral ordenada
alfabéticamente. (A-Q)
Los resultados aparecieron publicados en 1890,
pero luego reordenaron la secuencia.

33. El legado de Draper pasó a manos del Observatorio de Harvard, donde –
al lado de Pickering- Annie Jump Cannon clasificó de 1918 a 1924
¡más de 450,000 estrellas!
Annie Jump Cannon
Observatorio de Harvard

34. Los resultados se publicaron como el Catalogo Henry Draper, con el
registro espectral de todas las estrellas hasta magnitud 9
Catalogo Henry Draper
Annie Jump Cannon

35. Annie Jump Cannon simplificó la clasificación espectral de las estrellas
en 7 tipos: O, B, A, F, G, K, M

36. Para recordar la secuencia se aplica la nemotecnia:
Oh, Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me

37. Claro que cada persona puede armar su propia frase, como:
Osama BinLaden Adora Formar Gente Kamikaze Musulman
[autor: David Licona Quintanilla]
Visite http://www.powerhouseanimation.com/wos.html

38. Además de su espectro, las estrellas mostraban una variedad de colores,
desde el rojo hasta el azul
SIRIUS ALDEBARAN
BETELGEUSE CASTOR

39. En 1893, el físico alemán Wilhelm Wien descubrió que existía una
relación entre la temperatura de un objeto caliente y su color
A medida que la temperatura aumentaba, la longitud de onda más emitida disminuía

40. Para cuando Annie Jump Cannon había terminado la clasificación
espectral, no había dudas: los colores de las estrellas estaban
relacionadas con su temperatura
Antares
Regulus
Así, una estrella roja es “fría” y una azul, caliente

41. Así, el orden que Annie Jump Cannon dio a la Clasificación Espectral
depende de la temperatura
30,000°
3,000°

42. EXTRAORINARIAMENTE CALIENTE
CALIENTE
FRIO
EXTRAORINARIAMENTE FRIO

43. Este esquema se basa en la temperatura superficial de la estrella y no
tiene relación directa con su masa, luminosidad, o composición
Sin embargo, es una referencia para conocer el resto de la estrella

44. Messier 87/ Very Large Array
Radio
60°K
RADIO IR LUZ BLANCA UV RAYOS X GAMMA

45. 2 Micron All Sky Survey
IR
600°K
RADIO IR LUZ BLANCA UV RAYOS X GAMMA

46. Jonathan Casselman
Visible
6000°K
RADIO IR LUZ BLANCA UV RAYOS X GAMMA

47. Omega Centauri/ HST
UV
60,000°K
RADIO IR LUZ BLANCA UV RAYOS X GAMMA

48. Nebulosa Planetaria NGC 6543/ CHANDRA
Rayos X
6’000,000°K
RADIO IR LUZ BLANCA UV RAYOS X GAMMA

49. Con una temperatura de 36°C, el cuerpo humano emite radiación IR

50. En 1911, los astrofísicos Ejnar Herzsprung y Henry Norris Russell
publicaron un estudio donde indicaban que existía una relación entre la
temperatura y la luminosidad de las estrellas
ESTRELLAS SUPER LUMINOSAS
30,000°
ESTRELLAS OSCURAS
3,000°

51. DIAGRAMA
H-R
(Hertzsprung-Russell)

52. En el 90% de los casos estudiados, las estrellas se situaban a lo largo de
una diagonal hoy llamada: Secuencia o Serie Principal

53. En el Diagrama HR, cualquier estrella tiene cabida, si se conoce su
temperatura y su luminosidad

54. Las estrellas que están en la Serie Principal y que son de tipo espectral O
tienen en común lo siguiente:
Tipo Espectral O
Son las estrellas más calientes de la Galaxia
Son las más masivas (> a 20 M -masas solares-)
Son las más brillantes ( a mayor calor, mayor luminosidad)
Son estrellas gigantes
Son las más azules (a mayor calor, la radiación emitida es de mayor energía)
Son las que más pronto mueren ( a mayor calor, mayor consumo)
Son las más raras (escasean, sólo se les encuentra en los brazos espirales de la Galaxia)

55. Las estrellas que están en la Serie Principal y que son de tipo espectral M
tienen en común lo siguiente:
Tipo Espectral M
Son las estrellas menos calientes de la Galaxia
Son las menos masivas (-0.10 M)
Son las menos brillantes (a menor calor, menor luminosidad)
Son estrellas enanas
Son las más rojas (a menor calor, la radiación emitida es de menor energía)
Son las que más viven ( a menor calor, menor consumo)
Son las más abundantes ( ocupan el 70-80% de la población galáctica)

65. Evolución Estelar

66. I.- Protoestrellas

68. Hr 4796

69. HH30/ HST

70. II.- Enanas Cafés

71. Gliese 623 A/B

72. Características de una enana café

73. III.- Clasificación según el tipo
espectral Espectral

74. IV.- Estrellas en la Secuencia Principal

75. V.- Estrellas fuera de la Secuencia
Principal

76. Estrellas supergigantes

77. Estrella Supergigante Roja

78. Tamaño de la estrella
Tamaño de la órbita terrestre
Tamaño de la órbita joviana

79. VI.- Estrellas Variables

80. Variables Intrísecas (evolución)
Son estrellas que varían por contracción y expansión. La mayoría son
estrellas viejas gigantes o súper gigantes. Los cambios en su diámetro
provocan que la temperatura superficial varíe, así como su brillantez

81. Mira (La Maravillosa), en la constelación de Cetus- es el ejemplo más
famoso de las estrellas de este tipo. Son gigantes rojas de masa muy
inferior al Sol. Están moribundas y son muy abundantes.
Son muy regulares y las diferencias de brillo son sorprendentes: de 2 a 8
magnitudes. Según cada caso, sus períodos varían de 80 a 1000 días

85. Variable Eclipsante Algol

88. VII.- Sistemas Múltiples
Castor

97. VIII.- Estrellas “muertas” o falsas

98. Enanas blancas

99. Enana blanca
Nebulosa Planetaria Helix (NGC 7293)

100. Masa de enana blanca

102. Nova Delphini

103. Nova

104. supernovas

106. Estrellas de neutrones

107. pulsares

108. cuasares

109. Cuasar 3C 273

112. (PARENTESIS)
Como la luz se propaga a manera de una onda, se puede manifestar en
muchas longitudes de onda (o colores)
LARGAS
CORTAS
Longitudes de onda

113. Espectro continuo, de absorción y de emisión

114. En el Diagrama HR, cualquier estrella tiene cabida, si se conoce su
temperatura y su luminosidad

115. Paralaje

116. Ubicación de distintas estrellas en el diagrama HR

117. Estrella amarilla

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