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CÓMO SE CLASIFICAN Clasificación por magnitudes aparentes Clasificación por tipos espectrales Clasificación por clase de luminosidad

Desde siempre los seres humanos hemos intentado clasificar todo, incluso las estrellas.

La historia de esta clasificación refleja la evolución de las herramientas de observación y del conocimiento adquirido a través del tiempo.

Magnitudes aparentes

1

El primero en intentar una clasificación estelar fue Hiparco (190a.C.) Su idea era diferenciar las estrellas según su brillo. Las ordenó a ojo desnudo empezando por las 20 más brillantes y estableció 6 categorías de magnitud

En la actualidad se incorpora tecnología que permite ver estrellas más tenues y se incluyen la Luna y el Sol por lo que fue necesario ampliar la escala.

Tipos espectrales

A fines de 1800 se comienzan a fotografiar los espectros estelares y así se realiza una nueva clasificación en 7 tipos (O, B, A, F, G, K, M.) asociados a una variedad de colores, desde el rojo hasta el azul.

Luego de que Annie Jump Cannon clasificara 450.000 estrellas, los astrónomos llegaron a la conclusión de que existe una relación entre el color y la temperatura, considerando a las estrellas rojas como “frías”, y a las azules “calientes”.

A partir de los descubrimientos de Newton y el estudio de la luz comienza una nueva etapa dentro de la clasificación estelar.

La descomposición de la luz solar, permite visualizar una serie de colores que se encuentran dentro del rango visible del espectro electromagnético.

Clase de luminosidad

La luminosidad es una medida de la cantidad de energía que emite una estrella.

La diferencia de luminosidad dentro de estrellas de una misma clase espectral, se debe a una diferencia de tamaños. Esta diferencia se refleja en el ancho de las líneas de sus espectros electromagnéticos.

+

2

3 4 brillante

5

6

-

Analizando el ancho de las lineas de espectros de una misma clase, podemos calcular el tamaño relativo de las estrellas Las clases de luminosidad se designan mediante números romanos. A menor número, mayor tamaño de la estrella.

Esta forma de clasificar no reemplaza a la anterior, sino que la complementa.

- Rigel -

I y II III IV V VI y VII

Super gigante azul

Tipo: B8 - I ab

Magnitud aparente: + 0,18

- Aldebarán Gigante naranja

Tipo: K5 -III

supergigantes gigantes subgigantes enanas subenanas y enanas blancas

- Sol -

Enana Amarilla

Tipo: G2 - V

Magnitud aparente: -26,74

Magnitud aparente: -2,1

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¿POR QUÉ BRILLAN? FUSIÓN NUCLEAR Las estrellas son enormes bolas de gas, tan caliente que sus átomos se encuentran disociados. Algunos de los electrones se separaron de los núcleos y se mueven libremente. Este estado del gas, cargado eléctricamente, se llama PLASMA. A pesar de estar formadas por gases, las estrellas mantienen su forma esférica debido al equilibrio entre la gravedad (que atrae la materia hacia el centro) y la presión (que empuja la materia hacia afuera).

En el interior de las estrellas, la presión y la temperatura son tan grandes que los átomos chocan constantemente con muchísima energía Como resultado de estas colisiones algunos núcleos atómicos se fusionan. A este fenómeno se lo llama: FUSIÓN TERMONUCLEAR El proceso más simple es el de transformación del hidrógeno en helio conocido como CICLO PROTÓN - PROTÓN núcleos de Hidrógeno

+

+ núcleo hidrógeno = protón neutrino

protón

1 protón sin electrón +

se fusionan para formar núcleos de Helio

2 protónes + 2 neutrones sin electrones

núcleo helio-3

protón neutrón

positrón

En el proceso de FUSIÓN intervienen también electrones neutrinos fotones

protón

núcleo deuterio

núcleo helio-3

electrón

rayo gama

rayo gama

protón

helio-4

Estas reacciones liberan grandes cantidades de energía que nosotros percibimos a través de las distintas radiaciones. Toda la energía necesaria para la vida en la Tierra proviene de nuestra estrella, el Sol.

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El debate Universo Isla/Universo galaxia

Al observar el cielo nocturno se puede percibir diferencias en la luminosidad y aspecto de los diferentes astros. Desde que los telescopios ampliaron la mirada y permitieron catalogar diversas nubes que se dibujaban entre las estrellas, las preguntas y teorías no se hicieron esperar. ¿Qué eran? ¿Se encontraban cerca de nosotros?

Una de las hipótesis más interesante se originó desde el campo de la filosofía. En 1760 Kant y Laplace, habían propuesto la posibilidad de la existencia de “Universos Islas”.

Consideraron al Sol como una de las muchas estrellas de la Vía Láctea, y la existencia de muchas otras galaxias, que se reconocian en el cielo como nebulosas espirales. Para esa época no había forma de descartar ni comprobar una hipótesis tan audaz.

TAMAÑO DEL UNIVERSO

Shapley

Curtis

Los temas del debate Heber Curtis (1872-1942), pensaba que esas manchas nubosas eran formaciones exteriores a la Vía Láctea, las consideró galaxias (universos islas) Harlow Shapley (1885-1972)creía que eran nubes de gas con posibles sistemas planetarios en formación (nebulosas) Intentaban dar la misma explicación para todas las formaciones nubosas.

En el modelo de Curtis el Sol se encontraba cerca del centro de la Vía Láctea a la que se reconocía como una galaxia relativamente pequeña.

Por el contrario Shapley colocaba al Sol lejos del centro de la Vía Láctea a la que se consideraba la totalidad del universo.

Shapley recurrió a variables Cefeidas en los Cúmulos Globulares para cotejar sus distancias. Calculó la distancia y concluyó que el Sol se encontraba alejado del centro galáctico.

Hacia 1920 comienza una controversia entre grandes científicos que da cuenta del estado de situación del conocimiento de la época y muestra lo intrincado de los procesos de razonamiento.

A mediados de la década de 1920 y con la ayuda del Gran telescopio de Monte Wilson, el astrónomo Edwin Hubble identificó las estrellas variables Cefeidas en la galaxia de Andrómeda (M31). Estas estrellas le permitieron demostrar que la distancia de M31 era mayor que la propuesto por Shapley.

Por lo tanto M31 era una galaxia muy lejana, externa y parecida a la nuestra.

En la década de 1930, el descubrimiento adicional de absorción interestelar combinada con una mayor comprensión de las distancias y distribución de los cúmulos globulares condujo a la aceptación de que el tamaño de nuestra Vía Láctea había sido seriamente subestimado y que el Sol no estaba cerca de la zona central.

Por lo tanto: El modelo de Shapley se acercó al cálculo del tamaño de nuestra galaxia y la ubicación del Sol. El de Curtis acertó en que nuestro universo se compone de muchas más galaxias, y que las llamadas “nebulosas espirales” son galaxias como la nuestra.

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GALAXIA VIA LÁCTEA

¿hasta dónde habría que alejarse para sacar una foto panorámica de la galaxia?

Para sacar una buena panorámica necesitaríamos un ángulo de visión de 140°(campo de visión binocular promedio de las personas) Por lo tanto necesitamos calcular la distancia O

Todas las estrellas que podemos ver forman parte de nuestra galaxia: la Vía Láctea.

No existen imágenes reales de la galaxia completa porque para eso se necesitaría un punto de vista suficientemente alejado.

Sería como intentar sacar una foto del frente de nuestra casa sin salir de su interior.

Aplicando funciones trigonométricas, sabemos que la tangente de un ángulo es la división del cateto opuesto sobre el adyacente.

α

tan

β=140° O

α

A

¡Volvamos a la galaxia!

β=140°

70° 70°

α=20° α

O A

50.000 Al

α = OA

α

Si conocemos A y conocemos tan podemos despejar nuestra incógnita que es la medida de O

O = A x tan

α

Pero... ¿cómo llegamos hasta ahí? ¡TENEMOS QUE HACER MÁS CUENTAS! Hay que calcular la dsitancia de ese punto al Sistema Solar.

Definimos un nuevo triángulo rectángulo cuyos vértices son el Sol, el centro galáctico y el punto panorámico al que queremos llegar.

Ahora le pedimos ayuda a Pitágoras 2 2

Necesitamos ubicar el punto panorámico desde el que podamos ver toda la galaxia

2

2

C =D+O C = (26.000AL) + (18.000AL) C = 31.623 AL 2

2

C

A es el radio de la galaxia, se calcula en 50.000 Al El ángulo

α es de 20° y su tan es 0,36

O

para buscar estos valores existen tablas

O = 50.000 Al x 0,36 O = 18.000Al ¡Siiiiiiii! ya sabemos dónde queda el punto panorámico .

18.000 Al sobre el centro de la galaxia

D ¿Cuánto tardaría una nave espacial en llegar hasta allí para sacar la foto? ... seguro que mucho pero, son cuentas que dejaremos para otra ocasión.

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UNI VERSO espacio profundo/

nebulosas

NUBES en el espacio

En la galaxia no solo hay estrellas, planetas y agujeros negros, también hay mucho gas y polvo. Este gas y polvo se suele acumular en gigantescas nubes que suelen encontrarse en los brazos espirales de la Vía Láctea, la galaxia que habitamos.

Pero... ¿de qué están hechas?

Estas enormes nubes están hechas de los mismos gases de los que están formadas las estrellas. ¡Pero ojo! Ese gas no suele estar tan caliente como en las estrellas.

Muchas de estas nubes además tienen polvo oscuro y opaco que nos impide ver los astros que hay detrás.

Todo este material suele estar íntimamente ligado a la vida y la muerte de las estrellas. Es el nexo que une el final de una con el nacimiento de otra.

Mientras las nebulosas dan reparo de la radiación y proporcionan material para que nuevas estrellas puedan formarse en su interior, las nebulosas planetarias y remanentes de supernova son los restos de la muerte de una estrella.

Cuando una estrella de gran masa llega al final de su evolución, ¡explota en supernova!

Las capas de gas que la formaban son violentamente lanzadas al espacio, con una colosal y energética explosión. El resultado de esto es un vistoso remanente de supernova, y en su centro, una estrella de neutrones o un agujero negro.

Pero todo el gas expulsado y la onda de choque que esta terrible explosión genera, puede comprimir gas circundante y proporcionar material para que nuevas estrellas puedan formarse.

Coordinación: Adriana Ruidiaz y Sandra Costa / Edición: Ruidiaz/ Diseño: Costa / Texto: Natalia Meilan / Planetario de la Ciudad de Buenos Aires Galileo Galilei Av. Sarmiento y B. Roldán - Tel. 4772-9265 / 4771-6629 - e-mail: planetario@buenosaires.gob.ar

UNI VERSO espacio profundo/

nebulosas

Sin embargo no todas las estrellas finalizan su vida de esta forma tan espectacular.

Algunas de menor masa, como en su momento lo hará nuestro Sol, sin explosión alguna expulsará sus capas de gas al espacio, quedando en el centro una enana blanca, es decir, el núcleo caliente de lo que alguna vez fue nuestra estrella. A este fenómeno se lo conoce como nebulosa planetaria, aunque no está relacionado con planeta alguno.

Las nebulosas, nebulosas planetarias y los remanentes de supernovas pueden tener distintas temperaturas y formas.

Las nebulosas suelen tener formas irregulares y son frías y oscuras si no tienen estrellas en su interior que calienten el gas. Pero cuando las hay, suelen ser luminosas y a veces se encuentran “despeinadas” por el viento estelar, que barre el gas con las partículas que emiten estas calientes estrellas.

Por el contrario, las nebulosas planetarias y los remanentes de supernova suelen tener forma esférica o simétrica y brillan ya que el gas allí es muy caliente.

Todo este despliegue de gas y polvo pintan increíbles escenarios en el espacio e incentivan la imaginación de la humanidad entera, inclusive la de los y las científicas que las descubren y estudian. ¿Qué despiertan estas imágenes en vos?

Formas en las nubes De chicos y chicas recordamos tardes enteras mirando nubes y encontrando formas conocidas en ellas. La imaginación y las asociaciones que hace nuestra mente con cosas conocidas, dibujan en las nubes figuras fantásticas.

Científicos y científicas, para investigar se aferran de algunas cualidades que caracterizan a los niños y niñas: la curiosidad, la perseverancia y la imaginación. Es por eso que los y las astrónomas han bautizado con interesantes nombres a muchas nebulosas, remanentes de supernovas o nebulosas planetarias.

Cada imagen tiene su nombre astronómico de catalogo, sin embargo también la caracteriza un nombre más informal. ¿Te animas a unir cada imagen con su nombre? ¿Cuáles de ellas serán nebulosas, remanentes de supernova o nebulosas planetarias?

Coordinación: Adriana Ruidiaz y Sandra Costa / Edición: Ruidiaz/ Diseño: Costa / Texto: Natalia Meilan / Planetario de la Ciudad de Buenos Aires Galileo Galilei Av. Sarmiento y B. Roldán - Tel. 4772-9265 / 4771-6629 - e-mail: planetario@buenosaires.gob.ar

UNI VERSO espacio profundo/

nebulosas

Catรกlogo: NGC 3587

Catรกlogo: NGC 6537

Catรกlogo: B33

Nombre:

Nombre:

Nombre:

Tipo:

Tipo:

Tipo:

Catรกlogo: NGC 1952

Catรกlogo: NGC 1909

Catรกlogo: Mz 3

Nombre:

Nombre:

Nombre:

Tipo:

Tipo:

Tipo:

Catรกlogo: NGC 2080

Catรกlogo: M16

Catรกlogo: NGC 6543

Nombre:

Nombre:

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Tipo:

Tipo:

Tipo:

Coordinaciรณn: Adriana Ruidiaz y Sandra Costa / Ediciรณn: Ruidiaz/ Diseรฑo: Costa / Texto: Natalia Meilan / Planetario de la Ciudad de Buenos Aires Galileo Galilei Av. Sarmiento y B. Roldรกn - Tel. 4772-9265 / 4771-6629 - e-mail: planetario@buenosaires.gob.ar

UNI VERSO espacio profundo/

nebulosas

Catรกlogo: MyCn 18

Catรกlogo: NGC 2070

Catรกlogo: NGC 6523

Nombre:

Nombre:

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Tipo:

Tipo:

Tipo:

Catรกlogo: NGC 6302

Catรกlogo: NGC 7635

Catรกlogo: NGC 6334

Nombre:

Nombre:

Nombre:

Tipo:

Tipo:

Tipo:

Catรกlogo: NGC 2359

Catรกlogo: NGC 2237

Catรกlogo: NGC 7380

Nombre:

Nombre:

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Tipo:

Tipo:

Tipo:

Coordinaciรณn: Adriana Ruidiaz y Sandra Costa / Ediciรณn: Ruidiaz/ Dis eรฑo: Costa / Texto: Natalia Meilan / Planetario de la Ciudad de Buenos Aires Galileo Galilei Av. Sarmiento y B. Roldรกn - Tel. 4772-9265 / 4771-6629 - e-mail: planetario@buenosaires.gob.ar

UNI VERSO espacio profundo/

nebulosas

Catálogo:IC 1805

Catálogo: IC 5067

Catálogo: IC 1396

Nombre:

Nombre:

Nombre:

Tipo:

Tipo:

Tipo:

Catálogo:IRAS 18059-3211

Catálogo: NGC 1788

Catálogo: NGC 7293

Nombre:

Nombre: Nombre:

Tipo:

Tipo:

¿Qué nombre corresponde a cada una?

Roseta Laguna

Búho

Mariposa

Murcielago

Casco de Thor

Tarantula

Cisne

Corazón

Reloj de arena

Hormiga

Cangrejo

Trompa de Elefante

Pata de gato

Aguila

Cabeza de fantasma

Catálogo: NGC 6618

Ojo de gato

El Mago

Cabeza de caballo

Nombre:

Pelícano

Hélice

Cabeza de bruja

Araña roja

Burbuja

Hamburguesa de Gomez

Tipo:

Coordinación: Adriana Ruidiaz y Sandra Costa / Edición: Ruidiaz/ Dis eño: Costa / Texto: Natalia Meilan / Planetario de la Ciudad de Buenos Aires Galileo Galilei Av. Sarmiento y B. Roldán - Tel. 4772-9265 / 4771-6629 - e-mail: planetario@buenosaires.gob.ar

Planetario de la Ciudad de Buenos Aires Galileo Galilei Av. Sarmiento y B. Roldán - Tel. 4772-9265 / 4771-6629 - e-mail: planetario@buenosaires.gob.ar Coordinación: Adriana Ruidiaz y Sandra Costa / Edición: Ruidiaz/ Dis eño: Costa / Texto: Natalia Meilan / Cabeza de bruja (Nebulosa) NGC 1909

Cangrejo (Remanente de Supernova) NGC

Araña roja (Nebulosa planetaria) NGC 6537

Búho (Nebulosa planetaria) NGC 3587

Cabeza de fantasma (Nebulosa) NGC 2080

Aguila (Nebulosa) M16

Cabeza de caballo (Nebulosa) B33

Hormiga (Nebulosa Planetaria) Mz 3

Ojo de gato (Nebulosa Planetaria) NGC 6543

Murcielago (Nebulosa) NGC 1788

Hamburguesa de Gomez IRAS 18059-3211

Pelícano (Nebulosa) IC 5067

Corazón (Nebulosas) IC 1805

Burbuja (Nebulosa) NGC 7635

Mariposa (Nebulosa Planetaria) NGC 6302

Tarantula (Nebulosa) NGC 2070

Reloj de arena (Nebulosa planetaria) MyCn 18

Casco de Thor (Nebulosa) NGC 2359

Roseta (Nebulosa) NGC 2237

Laguna (Nebulosa) NGC 6523

Pata de gato (Nebulosa) NGC 6334

El Mago (Nebulosa) Rodea al cumulo NGC 7380

¿Qué nombre corresponde a cada una?

Trompa de Elefante (Nebulosa) IC 1396

RESULTADOS DEL JUEGO (posible Nebulosa Planetaria o estrella con planetas en formación)

Hélice (Nebulosa Planetaria) NGC 7293

Cisne (Nebulosa) NGC 6618

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UNIVERSO Estrellas / Radiación / Los colores

LOS COLORES DE LAS ESTRELLAS

Las estrellas no son todas iguales, hay de distintos tamaños, densidad, temperatura, brillo, color…

Si observamos con atención un cielo estrellado (y mejor si podemos hacerlo en algún lugar sin contaminación lumínica) podremos notar que hay estrellas de diferentes colores.

Pero... ¿de cualquier color?

Cuando miramos las estrellas, el color que observamos depende de la temperatura en su superficie.

Esta una de las formas que encontraron los astrónomos para clasificarlas.

Bueno, en realidad fue una astrónoma: Annie Jump Cannon quien estableció, en la década de 1910, una clasificación por tipos espectrales que se sigue utilizando con muy pocas modificaciones en la actualidad.

El mérito es doble, porque Annie trabajó en una época en la que la inserción de las mujeres en la ciencia era muy difícil.

clase O B A F G K M

color azul blanco -azulado blanco amarillo -blanco amarillo amarillo -naranja rojo

temperatura superficial 30 000 -60 000 K 10 000 -30 000 K 7 500 -10 000 K 6 000 -7 500 K 5 000 -6 000 K 3 500 -5 000 K 2 000 -3 500 K

+

temperatura

temperatura

Hay estrellas rojas, blancas, azules, amarillas…

Las rojas son menos calientes que las azules (¡¡¡¡¡¡pero igual son muy calientes!!!!!!)

Coordinación: Adriana Ruidiaz y Sandra Costa / Edición: Ruidiaz/ Diseño: Costa / Texto: Ruidiaz / Colaboración: Matilde Iannuzzi - Natalia Meilan - Diana Sierra Planetario de la Ciudad de Buenos Aires Galileo Galilei Av. Sarmiento y B. Roldán - Tel. 4772-9265 / 4771-6629 - e-mail: planetario@buenosaires.gob.ar

UNIVERSO Estrellas / Radiación / de la luz Naturaleza Los colores

Y ¿POR QUÉ NO VEMOS ESTRELLAS VERDES? Si prestamos atención a la tabla, observamos que los colores se ordenan casi como los colores del espectro visible, el arco iris. Pero donde debería estar el verde…¡hay blanco!

La respuesta está en un fenómeno de otro color. (o ausencia de color):

la radiación de cuerpo negro

Todo cuerpo con una temperatura mayor que el cero absoluto emite algún tipo de radiación electromagnética.

El cero absoluto (0 K = - 273°C) es la temperatura en la que el nivel de energía es tan bajo que el movimiento interno de los átomos se detiene.

Los herreros saben, desde hace muchísimo tiempo, que una barra de hierro puede verse de distinto color según su temperatura. A medida que se calienta más y más en la forja, se pondrá primero de color rojo, luego más naranja y finalmente blanco azulado, antes de derretirse.

El rango de longitudes de onda en las que emite (incluyendo luz visible) depende de la temperatura.

Es un objeto teórico, que absorbe toda la radiación incidente, sin reflejar nada.

La luz que emite, llamada “radiación de cuerpo negro” se debe exclusivamente a su temperatura.

Para cada temperatura hay una curva característica, con un pico más o menos pronunciado y a distinta longitud de onda.

El rango de longitudes de onda que emiten para cada temperatura se puede ver en un gráfico como este:

LUZ VISIBLE

12 000 K

INTENSIDAD

CUERPO NEGRO

Y...¿Qué es?

6 000 K

3 000 K

0

500

1000

2000

3000

LONGITUD DE ONDA Coordinación: Adriana Ruidiaz y Sandra Costa / Edición: Ruidiaz/ Diseño: Costa / Texto: Ruidiaz / Colaboración: Matilde Iannuzzi - Natalia Meilan - Diana Sierra Planetario de la Ciudad de Buenos Aires Galileo Galilei Av. Sarmiento y B. Roldán - Tel. 4772-9265 / 4771-6629 - e-mail: planetario@buenosaires.gob.ar

UNIVERSO Estrellas / Radiación / Los colores

Algo parecido ocurre con las estrellas, aunque no son “cuerpos negros”.

Los diferentes colores que vemos se deben de la radiación electromagnética que emiten.

Por ejemplo, una estrella cuya temperatura superficial es de 12 000 K tiene su pico de emisión en el ultravioleta, pero también emite mucho en la longitud de onda correspondiente al azul.

Entonces la vemos de ese color Una estrella con su superficie a 3 000 K emite casi todo en infrarrojo y algo en el rojo.

Por eso la vemos de ese color, ya que el infrarrojo no es visible para nuestros ojos.

En las estrellas de temperatura intermedia, el pico está en el verde, pero la emisión se reparte en un rango mayor y el resultado es un promedio de las longitudes de onda visibles… la suma de todos los colores de la luz visible es ¡blanco!

POR ESO NO VEMOS ESTRELLAS VERDES

HAGAMOS LA PRUEBA Para entenderlo mejor tenemos que pensar en cómo percibimos la mezcla de colores de la luz.

Necesitamos 3 luces: roja, verde y azul (o podemos preparar 3 linternas comunes, cubriéndolas con celofanes de los colores respectivos).

Para representar una estrella roja necesitamos sólo la linterna roja, enfocándola sobre una cartulina o una pared blanca.

Observamos el color de la luz proyectada.

Para representar una estrella azul muy caliente hacemos lo mismo con la linterna azul.

Para representar una estrella de temperatura intermedia, con un pico de emisión en el verde, pero que también emite en el rojo y el azul vamos a necesitar las tres linternas, apuntándolas todas al mismo lugar. ¿De qué color es la luz proyectada?

En una estrella amarilla tendríamos la combinación de rojo y verde.

Si querés jugar en línea, no te pierdas

Tené en cuenta que el efecto se nota mejor en un lugar oscuro

https://phet.colorado.edu/sims/html/blackbody-spectrum/latest/blackbody-spectrum_es.html

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Jefe de Gobierno Horacio Rodríguez Larreta Vicejefe de gobierno Diego Santilli Ministra de Educación María Soledad Acuña Subsecretario de Tecnología Educativa y Sustentabilidad Santiago Andrés Gerente Operativa PGG Verónica Espino Coordinación general del proyecto Sandra Costa y Adriana Ruidiaz Diseño: Sandra Costa Edición: Adriana Ruidiaz Equipo de contenido Graciela Cacace, Milena Estavre, Matilde Iannuzzi, Natalia Meilán, Analía Pereyra, Magdalena Ruiz Alejos, Diana Sierra, Adolfina García Zavalía.

Comunicación Marcela Lepera, Alfredo Maestroni, Ornella Casanoba