1	Una introducción al Universo Segunda parte Dr. Jaime García Instituto Copérnico
2	Motivación La observación del cielo estrellado es una de las prácticas humanas más antiguas. Sin embargo hoy, para quienes habitan la ciudad, ver las estrellas o los planetas es un hecho poco común. Espero que de la lectura de esta humilde presentación, vuelva a surgir aunque sea en algunos pocos, esa hermosa inquietud, plena de belleza y paz, opuesta a ese mundo alborotado y turbulento que nos ha tocado vivir.
3	Sumario Segunda Parte: Las fabulosas estrellas Qué son las estrellas Los parámetros que defininen a una estrella El diagrama HR y la evolución estelar Las estrellas variables Cómo nacen las estrellas Origen nebular y material interestelar Los primeros momentos en la vida estelar El fin de las estrellas Las novas y las supernovas Las estrellas más raras Los agujeros negros
4	Qué es una estrella Es una enorme masa de gas a muy alta temperatura que irradia su energía al espacio.
5	Parámetros que definen a una estrella
6	Magnitud: medida del brillo de las estrellas Magnitud es el término con que se designa al brillo aparente de las estrellas. Hiparco de Nicea (190-125 a.C.) clasificó a las 1080 estrellas visibles desde Rodas, en seis clases según su brillo. A las más brillantes les asignó la primera magnitud, mientras que a las más débiles les adjudicó la sexta.
7	Espectros estelares Las estrellas también pueden clasificarse por su color y temperatura superficial. Antonia C. Maury (1866-1952) percibió que existían importantes semejanzas entre los espectros de diversas estrellas e hizo una clasificación con letras que se corresponden con la temperatura de la superficie de la estrella.
8	Clases espectrales
9	Distancia a las estrellas La distancia a una estrella se obtiene realizando mediciones precisas de sus coordenadas en diferentes posiciones de la Tierra en su órbita alrededor del Sol. Al ángulo p se lo denomina paralaje. Cuando una estrella tiene una paralaje de 1” se dice que la distancia es de 1 parsec (pc).
10	Magnitud absoluta Cuando calculamos el brillo aparente a una determinada distancia, igual para todas las estrellas (10 parsecs), la magnitud obtenida la llamamos magnitud absoluta. M = m + 5 – 5 log d La magnitud absoluta nos indica la clase de luminosidad de la estrella.
11	Clases de luminosidad
12	Evolución estelar El diagrama H-R creado por Ejnar Hertzprung y Henry Norris Russell es una estructura bidimensional que representa: Clase espectral (se representa en las abscisas) Luminosidad (se representa en las ordenadas) Permite estudiar la evolución de las estrellas.
13	Diagrama H-R Diagrama H-R para las estrellas más cercanas al Sol.
14	Estructura interna de una estrella En un modelo muy simplificado reconocemos dos zonas en el interior de las estrellas: la de las reacciones termonucleares y la del transporte de energía por convección. Una estrella se mantiene estable mientras estén en equilibrio la presión que hace el gas al calentarse e irradiar y la acción de la gravedad.
15	Estrellas Variables Son aquellas estrellas cuyo brillo no permanece constante sino que varía con el tiempo. Aquí vemos la gráfica denominada curva de luz, que representa la variación del brillo en función del tiempo. En las abscisas se representa el tiempo medido en días y fracción. En las ordenadas se representa el brillo aparente medido en magnitudes.
16	Eslabones de la cadena evolutiva Son verdaderos eslabones de la cadena evolutiva de las estrellas. En la gráfica vemos un diagrama H-R que incluye las regiones donde se encuentran los diversos tipos de estrellas variables.
17	Por qué varían Las causas de variación posible son tres: Eclipses estelares Inestabilidad pulsacional Procesos eruptivos
18	Eclipses estelares Involucra a un sistema de dos estrellas que una gira entorno a la otra. Cuando el plano orbital del sistema coincide con el plano de nuestra vista se producen eclipses y la luz varía. En el espectro se ven variar las líneas correspondientes a cada componente.
19	Inestabilidad pulsacional Cuando se pierde el equilibrio interno de la estrella, la estrella comienza a oscilar cambiando su diámetro y su luz varía. La figura muestra la curva de luz y las variaciones de su diámetro y de otros parámetros. Vemos una animación de la pulsación y una imagen de una supergigante roja pulsante.
20	Procesos eruptivos Los procesos eruptivos suelen ser muy variados pero tienen que ver con pérdidas abruptas en el equilibrio en estrellas aisladas o en sistemas de dos estrellas con una componente muy evolucionada.
21	Nubes de gas y polvo Algunas estrellas se confunden entre las nubes de gas y polvo
22	Nacen estrellas Y en esas nubes nacen estrellas ...
23	Procesos de contracción La contracción de las nubes por acción gravitacional (proceso de Kelvin) forma protoestrellas que se ven como glóbulos oscuros (de Bok).
24	Mueren estrellas Algunas estrellas mueren apagándose lentamente, otras explotan como una gloria de luz
25	Novas Las novas son estrellas que aumentan súbitamente de brillo (entre 8 y 13 magnitudes) Son binarias en las que la que explota es la componente más evolucionada Estas son imágenes de V382 Vel la nova en Vela de 1999 obtenidas por Márcio Mendes de Brasil.
26	Supernovas Las supernovas son estrellas que aumentan muy súbitamente de brillo (15 y 20 magnitudes) En general son binarias en las que la que explota es la componente más evolucionada lanzando toda su atmósfera al espacio. Los remanentes son objetos muy especiales: Pulsares (estrellas de neutrones) Agujeros negros
27	Remanentes de Supernovas Vemos aquí imágenes de diferentes remanentes de Sn obtenidos por el Chandra y el Hubble.
28	Pulsares Los pulsares son estrellas muy compactas (de neutrones) que tienen una altísima velocidad de rotación. Son el resultado de la explosión de una Supernova. Sus señales sedetectan en ondas de radio, en rayos X y visualmente. Vemos aquí su estructura, cómo se originan y una animación de sus variaciones y su curva de luz.
29	Las estrellas más raras La estrella Eta Carinae es un objeto único. Tiene unas 80 masas solares y su brillo ha cambiado entre ser la más brillante en su zona, para luego desaparecer y recobrar su brillo hasta volver a ser visible a simple vista. La región de Eta Carinae junto a la Cruz del Sur. La Nebulosa del Ojo de la Cerradura y la estrella fotografiada con CCD mostrando el famoso homúnculo, doble globo nebuloso que la envuelve.
30	Eta Carinae en diferentes radiaciones Aquí vemos la región de Eta Carinae en los rayos X, en una imagen obtenida por el Chandra, de la NASA. En el destaque vemos la zona correspondiente al homúnculo. Finalmente, el homúnculo fotografiado por el telescopio Hubble, de NASA/ESA. Eta Carinae en ondas de radio.
31	Fin Muchas gracias!!!!! Para comunicarse con el autor jgarcia@institutocopernico.org