π“‚π‡∑§‚π‚≈¬’„π∏√√¡™“μ · °√°Æ“§¡ - °—𬓬π 2550 60 M T E C ¿“梬“¬· ¥ß¢π¢π“¥π“‚π (nanoscopic hairs)
propiedades estrellas [Modo de compatibilidad]α Centauri → 270 km π=0.75” estrella de Barnard...
Transcript of propiedades estrellas [Modo de compatibilidad]α Centauri → 270 km π=0.75” estrella de Barnard...
Continuación del taller Continuación del taller de fotometría de las de fotometría de las estrellas del cúmulo estrellas del cúmulo estrellas del cúmulo estrellas del cúmulo de las Pléyadesde las Pléyades
Tarea 2Tarea 2
M45M45
Tarea 2Tarea 2
Índice de color BÍndice de color B--V y MV y MVVMV B-V Tipo
espectral-5.8 -0.35 O5
-4.1 -0.31 B0
-1.1 -0.16 B5
-0.7 0.00 A0
2.0 0.13 A5
2.6 0.27 F0
3.4 0.42 F5
4.4 0.58 G0
5.1 0.70 G5
5.9 0.89 K0
7.3 1.18 K5
9.0 1.45 M0
11.8 1.63 M5
16.0 1.80 M8
*#9 B-V=0.65 MV=4.8
Tarea 2Tarea 2
Tarea 2Tarea 2 m – M = 5 log(D) – 5
m-M
m – M = 5 log(D) – 5
5 log(D) = (m–M) + 5
log(D) =(m–M) + 5
log(D) =(m–M) + 5
5
D = 10(m–M) + 5
5
Preguntas a contestar: Preguntas a contestar:
�� ¿Cuál es la estrella más caliente? ¿y fría?¿Cuál es la estrella más caliente? ¿y fría?�� ¿Cuál es la estrella más brillante? ¿y menos ¿Cuál es la estrella más brillante? ¿y menos luminosa?luminosa?
�� Localiza las estrellas candidatas a gigantes rojas.Localiza las estrellas candidatas a gigantes rojas.�� Localiza la estrella candidata a enana blanca.Localiza la estrella candidata a enana blanca.�� ¿Cuál es el valor que obtuviste de m¿Cuál es el valor que obtuviste de m--M?M?�� ¿Cuál es el valor que deduces para la distancia a ¿Cuál es el valor que deduces para la distancia a las Pléyades?las Pléyades?
Tarea Tarea 22
14
17
16
13 Alcyone
2 Maia
12
15
12
22
�� ¿Cuál es la estrella más caliente? ¿Cuál es la estrella más caliente? Estrella 2Estrella 2�� ¿y fría? ¿y fría? Estrella 17Estrella 17�� ¿Cuál es la estrella más brillante? ¿Cuál es la estrella más brillante? Estrella 13Estrella 13�� ¿y menos luminosa? ¿y menos luminosa? Estrella 15Estrella 15�� Localiza las estrellas candidatas a gigantes rojas. Localiza las estrellas candidatas a gigantes rojas. Estrellas 14, 16 y 17Estrellas 14, 16 y 17Localiza la estrella candidata a enana blanca. Localiza la estrella candidata a enana blanca. �� Localiza la estrella candidata a enana blanca. Localiza la estrella candidata a enana blanca. Estrella 15Estrella 15
�� ¿Cuál es el valor que obtuviste de m¿Cuál es el valor que obtuviste de m--M? M? ~5.6~5.6�� ¿Cuál es el valor que deduces para la distancia a ¿Cuál es el valor que deduces para la distancia a las Pléyades? las Pléyades? D=132 pcD=132 pc
Las pléyadesLas pléyadesSpitzer Spitzer -- InfrarrojoInfrarrojo
M45
NGC 7089
ópticoóptico
Tipo: Cúmulo abiertoDistancia: 440 años luz (135 pc)Magnitud aparente mV= +1.6Tamaño aparente 110 minutos de arcoConstelación: TauroNúmero de estrellas: 500Edad aprox.: 100 millones de años
Estrellas más brillantes:TaygetaPleioneMeropeMaiaElectraCelaenoAtlasAlcyone
M45
Más Preguntas: Más Preguntas:
�� Durante tus observaciones se avería Durante tus observaciones se avería el motor de guiado del telescopio el motor de guiado del telescopio
¿cómo notamos esta falla mientras ¿cómo notamos esta falla mientras observamos a través del telescopio?observamos a través del telescopio?
�� ¿qué parámetros medimos y ¿qué parámetros medimos y determinamos para estimar la determinamos para estimar la distancia al cúmulo de las distancia al cúmulo de las Pléyades?Pléyades?Pléyades?Pléyades?
�� ¿Por qué los astrónomos usan ¿Por qué los astrónomos usan filtros de diferentes colores en sus filtros de diferentes colores en sus observaciones de estrellasobservaciones de estrellas
�� ¿Por qué es más difícil medir la ¿Por qué es más difícil medir la magnitud aparente de una magnitud aparente de una estrella débil que la de una estrella débil que la de una estrella brillante?estrella brillante?estrella brillante?estrella brillante?
�� ¿Qué instrumento se usa para ¿Qué instrumento se usa para medir las magnitudes aparentes medir las magnitudes aparentes de las estrellas?de las estrellas?
��Dos estrellas en el cielo parecen Dos estrellas en el cielo parecen tener el mismo brillo.tener el mismo brillo.
Entonces tienen la misma:Entonces tienen la misma:distanciadistancia��distanciadistancia
��magnitud absolutamagnitud absoluta�� luminosidadluminosidad��magnitud aparentemagnitud aparente
Propiedades físicas Propiedades físicas de las estrellasde las estrellas
Distancias a las estrellasDistancias a las estrellas
Enero Julio2ππππ
r =1ππππ
[r] pc[ππππ] ”
r ↑↑↑↑ ⇒⇒⇒⇒ ππππ ↓↓↓↓
Sol Sol →→ grano de arenagrano de arenaαα Centauri Centauri →→ 270 km 270 km ππ=0.75”=0.75”estrella de Barnard estrella de Barnard →→ 373 km 373 km ππ=0.55”=0.55”
Distancias a estrellas de la Distancias a estrellas de la vecindad solarvecindad solar
Ross 614 Ross 614 →→ 824 km 824 km ππ=0.25”=0.25”Altair (Altair (αα Aql) Aql) →→ 1047 km 1047 km ππ=0.20”=0.20”
r ↑↑↑↑ ⇒⇒⇒⇒ ππππ ↓↓↓↓
Paralajes espectroscópicasParalajes espectroscópicasPara estrellas binarias eclipsantes
espectroscópicas.
a sen ia semieje mayori inclinación
Tamaño proyectado de la órbita
acercándose
alejándose
Espectroreferencia
del periodo y vr
D = R*
θ*
R* radio estrellaθ* diámetro angular
Curva de luz
Distancias a estrellas cercanas Distancias a estrellas cercanas
~30 *
Distancias a las estrellasDistancias a las estrellas
MagnitudesMagnitudesLLEE= 4×1033 erg/s
m m -- MM= 5 log r - 5
LL = 4 π r2 FLL = 4 π r2 F
Mbol -MbolE= -2.5 logLL$
En todas las frecuencias
Cuerpo NegroCuerpo NegroEl color de un objeto depende del tipo de luz
con el que se ilumine.
Un objeto refleja parte de la luz que recibe y absorbe otra parte de luz que luego reemite.
Cuerpo NegroCuerpo Negro
Cuando un objeto está a temperatura constante y absorbe toda la luz que recibe, sin reflejar nada, recibe, sin reflejar nada, la luz que emite sólo
depende de su temperatura.
Radiación de cuerpo negroRadiación de cuerpo negro
Un cuerpo negro es ideal, es un emisor de energía perfecto y al mismo tiempo un
absorbedor de energía perfecto.
Radiación de cuerpo negro = radiación térmica
I
12,000 K
Radiación de cuerpo negroRadiación de cuerpo negroEspectro contínuo Ley de Wien
λmáx[cm] = 0.29/T [K]
Ley de Steffan-Boltzmann
F = σ T4
λλλλ
9,000 K
6,000 K
F = σ T4
L = 4 π R2 F
L = 4 π σ R2 T4
integrando
Radiación térmica Radiación térmica -- BBBB
Radiación térmica Radiación térmica -- BBBB
Filtros para fotometríaFiltros para fotometría
U ultravioletaB azulV visualR rojoI infrarrojo
Índices de colorÍndices de color B - V
A0 B-V=0 U-B=0A0 B-V=0 U-B=0
BV
Temperatura Temperatura -- Índice de colorÍndice de colorB-V
B-V T color
Para estrellas:
Sol B-V=0.62 T=5,800 K
< 0 >10,000 K azul0 10,000 K blanco
> 0 <10,000 K amarillo-rojo
espectrógrafoespectrógrafo
Rejillas diferentes líneas/mm más líneas mayor resolución
Resolución: alta(décimas Å), intermedia 1-3 Å; baja <4 Å
espectrógrafoespectrógrafo
E
N
5’
Se hace pasar por el espectrógrafo la luz que pasa a través de una rendija delgada (1 o 2 arcsec)
Resolución mayor para rendijas más delgadas
Formación de líneas espectralesFormación de líneas espectrales
rendijadispersor
Espectro emisión
GasCalienteemitiendo
Fuente de luz continua
Gas tenue
Espectro absorción
EspectrosEspectros
Átomo de hidrógeno Átomo de hidrógeno Es el más sencillo de todos los átomos: un protón y un electrón
Las partículas con carga (+ ó -) que se aceleran emiten radiación electromagnética y pierden energía. El electrón cae hacia el núcleo del átomo.energía. El electrón cae hacia el núcleo del átomo.
Los electrones “saltan” entre niveles de diferente energía y tienden a estar en el estado de menor
energía llamado estado base.
h νννν = En2 – En1
Series del hidrógeno neutroSeries del hidrógeno neutron4 ∞∞∞ ∞3 5 6
E eV
-0.37
-0.54
-0.85
-1.51 0
Bracke
tt
Pasch
en
Pfund
656.28 nm
486.13
434.05
364.71
αααα 1875.1 nm
ββββ 1281.8
820.59
4.05 µµµµm
2.63
1.46
7.46 µµµµm2.28 µµµµm
21
-3.39
-13.6Lym
an
Balmer
αααα 121.57 nm
ββββ 102.5897.25
91.81
αααα 656.28 nm
ββββ 486.13γγγγ 434.05
Series del Helio una vez ionizadoSeries del Helio una vez ionizado
Serie de Pickering en rojo (nivel 4), se observa en estrellas muy calientes
Å
Transiciones entre niveles de E Transiciones entre niveles de E
Eligado-ligado ligado-libre
Estados excitados
0
absorción emisión ionización recombinación
libre-libreEstado base
excitados
h νννν = En2 – En1
Grados de ionizaciónGrados de ionizaciónNeutro una vez 2 veces 3 veces 4 veces
ionizado ionizado ionizado ionizado
HI H+ HIIHeI He+ HeII He2+ HeIIIOI O OII O OIII O OIV O OVOI O+ OII O2+ OIII O3+ OIV O4+ OVC C+ CII C2+ CIII C3+ CIV C4+ CVFeI FeII FeIII
FeX FeXII
Líneas permitidas y prohibidas Líneas permitidas y prohibidas La probabilidad de la transición indica si son líneas
prohibidas o permitidas.
Las permitidas tienen alta probabilidad de transición.Las prohibidas tienen muy baja probabilidad de trancisión.Las prohibidas tienen muy baja probabilidad de trancisión.
Ocurren las líneas prohibidas y se indican con []:[OIII]λ5007, 4959, 4363; [SII]λ 6717,6731; [OI]λ6300
Líneas permitidas las de HI, HeI y HeII, algunas de Ca y C
Espectroscopía rendija largaEspectroscopía rendija larga
dire
cción espacial
estrellasestrellasHα[NII][NII] [SII]HeIHeI [OI]
dire
cción espacial
longitud de ondalongitud de onda
rojorojo azulazul
NebulosaNebulosaplanetariaplanetaria
He 2-249
líneas espectrales de estrellaslíneas espectrales de estrellas
Longitud de onda [nm]400 420 440 460 480
Clasificación espectralClasificación espectralLa primera clasificación con líneas de Balmer
Muchos tipos de la A a la P. Las primeras tienen las líneas de Balmer muy intensas.
Siglo XIX Clasificación de Harvard: 7 tipos
Oh Be A Fine Girl Kiss Me
Oh Bella Amada Fíjate Ganamos Kilos de Masa
O B A F G K M
O – Estrellas azules, Tef [20,000-30,000 K]Líneas de átomos ionizados: HeII, CIII, NII, OIII, SiV, HeI. HI se ven débiles
B – Estrellas blanco-azules, Tef ~50,000 KLas líneas de HeII desaparecen, las de HeI son más intensas en B2. HI más intensas. Se observan líneas de OII, SiII MgII Se observan líneas de OII, SiII MgII
A – Estrellas blancas, Tef ~9,000 KLas líneas de HI dominan el espectro y son más intensas en AO. No se observan líneas de HeI.Se hacen visibles líneas de metales neutros.
Clasificación de Harvard
Intensidad relativa
Clasificación de
Harvard
Intensidad relativa
Longitud de onda
F – Estrellas amarillo-blancas, Tef ~7,000 KLas líneas de HI se ven más débiles, mientras que las de Ca II se hacen más intensas.Líneas de Fe I, Fe II, Cr II y Ti II son más intensas.
G – Estrellas amarillas, G – Estrellas amarillas, Tef ~5,500 KLas líneas de HI más débiles aún. desaparecen, las de Ca II son más intensas en G0. Las líneas de otros metales más intensas.
Clasificación de Harvard
Intensidad relativaIntensidad relativa
Long
itud de ond
a
K – Estrellas amarillo-naranjas, Tef ~ 4,000 KEspectro domminado por líneas de metales. Las líneas de CaI se hacen más intensas. Las bandas de TiO se hacen visibles desde K5.
M – Estrellas rojas, Tef ~3,000 KM – Estrellas rojas, Tef ~3,000 KLas bandas de TiO son muy prominentes. Ca I en 423 nm muy intensa. Muchas líneas de metales neutros.Para estrellas más frías que M4 las bandas de TiO son tan intensas que dificultan determinar el nivel de emisión de contínuo.
Clasificación de Harvard
Intensidad relativaIntensidad relativa
Long
itud de ond
a
Radios EstelaresRadios EstelaresAún con los telescopios más potentes las estrellas son
puntuales.
Para medir directamente su tamaño, en algunos (muy pocos) casos se usa interferometría speckle. pocos) casos se usa interferometría speckle.
Para todas las demás estrellas se usa:
L = 4 π σ R2 T4
σ = 5.67×10-5 erg cm-2 K-4 s-1
Radios EstelaresRadios Estelares
Luminosidad
TemperaturaTemperatura
En términos del radio, RE, y luminosidad, LE, del Sol:
Radios EstelaresRadios EstelaresEjemplos:
Betelgeuse L= 10,000 LE T= 3,000 K
R= 2 (10,000)½ = 400 RE( 6000 )R= 2 (10,000)½ = 400 RE( 60003000 )
Radios EstelaresRadios EstelaresEjemplos:
Betelgeuse L= 10,000 LE T= 3,000 K
R= 2 (10,000)½ = 400 RE( 6000 )R= 2 (10,000)½ = 400 RE( 60003000 )
R= 2.6×1011 m= 371 RE
Radios EstelaresRadios EstelaresEjemplos:
Betelgeuse L= 10,000 LE T= 3,000 K
R= 2 (10,000)½ = 400 RE( 6000 )R= 2 (10,000)½ = 400 RE( 60003000 )
R= 2.6×1011 m= 371 RE
R= 2 (10,000)½ = 374 RE( 58003000 )
Tamaños estelares
� Gigantes 10 – 100 RE
Gigantes Rojas
� Super gigantes hasta 1000 R� Super gigantes hasta 1000 RE
Super Gigantes azules
� Enanas > 1 RE
Enanas blancas enanas rojas
Radios EstelaresRadios Estelares
Tamaños estelares� Gigantes Rojas: Mira, Aldebaran, Arturus...
� Super Gigantes azules: Deneb, Rigel...
� Super gigantes rojas: Betelgeuse, Antares� Super gigantes rojas: Betelgeuse, Antares
� Enanas blancas: Sirius B, Procyon B
� Enanas rojas: Estrella de Barnard, proxima centauri
SolSirio
Arturo
Jupiter tiene 1 pixel
La Tierra no es visible en esta escala
Antares es la 15ava estrella mas brillante en el cielo. Está a más de 1000 años luz
Sol – 1 pixel
Jupiter es invisible en esta escala
Masas EstelaresMasas EstelaresMétodo directo: estrellas binarias
Método indirecto: relación masa-luminosidad
40% -60% estrellas binarias
• binarias ópticas (estrellas no relacionadas)
• Binarias visuales (separación > 1”)• Binarias astrométricas (componente invisible, movimiento propio)
• Binarias espectroscópicas (descubiertas por espectros)• Binarias fotométricas o eclipsantes
40% -60% estrellas binarias
Estrellas binarias visualesEstrellas binarias visuales
Krüger 60Krüger 60
Periodo: 44.5 años
Estrellas binarias visualesEstrellas binarias visualesParámetros típicos para
sistemas binarios:
Separación: decenas a cientos de UA
Periodos orbitales:decenas a cientos de años
Binarias muy cercanas entre sí:Separación: ~ 1 UA (casi el radio de las estrellas)Periodos orbitales: horas a algunos años
Órbitas proyectadas: sen icon tamaños que dependen de r
¡Más de una vida!
Masas estelares
M1 + M2 =a3p2
Semi eje major [UA]
Periodo
3a. Ley de Kepler
p2 Periodo [años]{Masa de todo
el sistema[ME]
Si M1 o M2 es muy pequeña se puede despreciar
a1a2
a1 M2
a2 M1=
a = a1 + a2Semieje major de la
órbita relativa
Ejemplo:Un sistema binario está a 10 pc. La separación angular máxima de las componentes del sistema es 7” y la mínima es de 1”. Su periodo orbital es de 100 años. Suponemos que el plano orbital del sistema coincide con el plano del cielo.sistema coincide con el plano del cielo.
Ejemplo:Un sistema binario está a 10 pc. La separación angular máxima de las componentes del sistema es 7” y la mínima es de 1”. Su periodo orbital es de 100 años. Suponemos que el plano orbital del sistema coincide con el plano del cielo.sistema coincide con el plano del cielo.
Calculamos el semieje mayor: a = a1 + a2 = (7” + 1”)/2 =
A la distancia de 10 pc a =
Ejemplo:Un sistema binario está a 10 pc. La separación angular máxima de las componentes del sistema es 7” y la mínima es de 1”. Su periodo orbital es de 100 años. Suponemos que el plano orbital del sistema coincide con el plano del cielo.sistema coincide con el plano del cielo.
Calculamos el semieje mayor: a = a1 + a2 = (7” + 1”)/2 = 8”/2 = 4”
A la distancia de 10 pc a = 4” × 10 pc = 40 UA
Ejemplo:Con p = 100 años y a = 40 UA usamos la 3a. Ley de
Kepler:
M1 + M2 = a3/p2 = 403/1002 ME= 6.4 ME
Suponiendo que los semiejes mayores de las componentes Suponiendo que los semiejes mayores de las componentes son a1=3” y a2=1”, podemos saber las masas individuales:
M1 a1= M2 a2 M1 = (a2/a1) M2 M1 = M2/3
M1 + M2 = 6.4 ME = M2/3 + M2 = 4/3 M2
M2 = (3/4) 6.4 ME = 4.8 ME M2 = 4.8/3 =1.6 ME
Binarias Visualesnombre componente a
[”]P
[años]M
[ME]Sirio A 7.50 50.1 2.28
B 0.98
Procyon A 4.50 40.4 1.69Procyon A 4.50 40.4 1.69B 0.60
α Centauri A 17.52 79.9 1.08B 0.88
Krüger 60 A 2.41 44.6 0.27B 0.16
~850 binarias visuales
Relación MasaRelación Masa--LuminosidadLuminosidad
Para secuencia principal:
A mayor luminosidad mayor masa
L ∝ M4
10 ME → 104 LE1 ME → 1 LE
Masas Estelares Masas Estelares
Estrellas binarias astrométricasEstrellas binarias astrométricas
Si averiguamos por métodos indirectos (relación masa-luminosidad) la masa de la componente visible,
Las binarias astrométricas tienen movimientos propios ondulados.
luminosidad) la masa de la componente visible, podemos estimar la masa de la estrella invisible.
Sirio es una binaria astrométrica, su compañera Sirio B es una enana blanca.
Binarias EspectroscópicasBinarias EspectroscópicasEstado 1 Estado 2 Estado 3 Estado 4Centro de masa
A la Tierra A la Tierra A la Tierra A la Tierra
1
Estado 3
Estado 1
Estado 2
Estado
Estado 4
Tiempo (días)
Velocidad Radial (km/s)
Aproximándose
Alejándose
Dos estrellas del mismo tipo espectral
HD 171978
Binaria de dos líneas
vr λ-λ0
c λ0= Corrimiento Dopler
Binaria de una línea
Corrimiento de las líneas ∝ vr
Periodo variación líneas → periodo orbital
vr = v0 sen i inclinación
Velocidad realVelocidad real
suponiendo órbitas circulares:
M23 sen3 i v13 P
(M1+M2)2 2πG= Función de masa
Si sólo se ven las líneas de una componente (binaria de una sola línea) sólo se puede tener la función de masa.
Si tenemos también v2 (binaria de dos líneas):
y
v1 a1v2 a2
= M1M2v2v1
=2
con la función de masa podemos determinarM1 sen3i y M2 sen3i, pero necesitamos i
v1
Curvas de luz
Tipo:• Algol• β Lyrae• W Ursae Majoris
Diagrama HDiagrama H--RR
L Principios del siglo XX:
Ejnar HertzprungM vs B-V
~ 10 años después:
MV
Tef
~ 10 años después:
Henrry N. RussellM vs índice espectral
B-V
O B A F G K M
aumenta
Diagrama HDiagrama H--R: R: Estrellas muy conocidasEstrellas muy conocidas
LUMINOSIDAD (UNIDADES SOLARES)
TEMPERATURA SUPERFICIAL
TIPO ESPECTRAL
LUMINOSIDAD (UNIDADES SOLARES)
Diagrama HDiagrama H--R: R: Estrellas vecindad solarEstrellas vecindad solar
(5 pc del Sol)
~80 estrellasSecuencia principal
LUMINOSIDAD (UNIDADES SOLARES)
Región Enanas Blancas
Enanas Rojas
TEMPERATURA SUPERFICIAL
TIPO ESPECTRAL
LUMINOSIDAD (UNIDADES SOLARES)
Enanas marrones
Diagrama HDiagrama H--R: R: Estrellas vecindad solarEstrellas vecindad solar
(5 pc del Sol)
~80 estrellasSecuencia principal
LUMINOSIDAD (UNIDADES SOLARES)
Región Enanas Blancas
Enanas Rojas
TEMPERATURA SUPERFICIAL
TIPO ESPECTRAL
LUMINOSIDAD (UNIDADES SOLARES)
Líneas de radio constante
La mayoría son estrellas enanas de secuancia principal
Radios EstelaresRadios Estelares
Diagrama HDiagrama H--R: R: 100 100 estrellas más brillantesestrellas más brillantes
(con distancia conocida) Gigantes azulesGigantes rojas
Estrellas con R > RE
No hay estrellas enanas porque hay sesgo por brillo.
Diagrama HDiagrama H--RR
Las estrellas se localizan en grupos definidos.
Para una T no puede tener cualquier L
L
MVObservacional
Teóricotener cualquier L
Las zonas se relacionan con la fase evolutiva en la que se encuantran las estrellas.
Tef
B-V
O B A F G K M
aumenta
Teórico
Diagrama HDiagrama H--R:R:estrellas Hiparcos (estrellas Hiparcos (1000 1000 pc)pc)
Secuencia Principal:Banda diagonal, desde estrellas brillantes calientes hasta débiles y frías:Tef= Tsup [30,000-3,000 k] factor 10
2000 estrellas m<12
La mayoría de las estrellas en el cielo.
Luminosidad: 10-4 - 104 LE
Radios: 0.1 – 10 RE
8 órdenes de magnitud
2 órdenes de magnitud
Diagrama HDiagrama H--R:R:estrellas Hiparcosestrellas Hiparcos
Secuencia Principal:Banda diagonal, desde estrellas brillantes calientes hasta débiles y frías:Tef= Tsup [30,000-3,000 k] factor 10
rarascomunes
La mayoría de las estrellas en el cielo.
Luminosidad: 10-4 - 104 LE
Radios: 0.1 – 10 RE
Diagrama HDiagrama H--R: MasasR: Masas
Enanas
Gigantes azules
Sp M [ME] R [RE]
O3 120.0 15 O5 60.0 12B0 17.5 7.4B5 5.9 3.9A0 2.9 2.4
Enanas rojas
A0 2.9 2.4F0 1.6 1.5G0 1.05 1.3K0 0.79 0.85M0 0.51 0.60M8 0.06 0.10
Secuencia principal
Diagrama HDiagrama H--RRGigantes Rojas:estrellas frías, grandes y luminosas.
Tef= Tsup [4,000-3,000 k]
Luminosidad: 102 - 103 LE
Radios: 10 – 40 RE
Masas: 1 – 1.2 ME
Super Gigantes Rojas:Tef= Tsup [6,000-3,000 k] Luminosidad: 103 - 105 LE
Radios: 30 – 800 RE Masas: 10-20 ME
Diagrama HDiagrama H--RREnanas Blancas:estrellas calientes, muy pequeñas y poco luminosas.
Tef= Tsup [35,000-6,000 k]
Luminosidad: 0.1-10-4 LE
Masas: 0.17 – 1.33 ME (0.6ME)
Radios: 0.008 -0.02 RE
R⊕ ~ 0.009 RE
ClasesClases de de luminosidadluminosidad
I – Super gigantesIa – luminosasIb – menos luminosas
II – gigantes brillantes
III – gigantes
IV – Subgigantes
V – EnanasSecuencia principal
MV
Hiper gigantes
Super gigantes
Gigantes
SubGigantesSecuencia Principal
Gigantes Luminosas
MV
Tipo espectral
Enanascafés
Enanas blancas
EnanasrojasSub enanas
enanasSecuencia Principal
FINFIN