Física de las estrellas

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La física estelar  es una rama de la astrofísica que estudia el lado físico de las estrellas ( masa , densidad , etc.). Comprender los procesos de nacimiento y muerte de las estrellas requiere la aplicación de casi todas las subsecciones de la física moderna [1] .

Dimensiones, masas, densidad, luminosidad de las estrellas

Actualmente, hay muchas estrellas estudiadas, cada una de las cuales es única y se diferencia de otras en sus parámetros (tamaño, masa, densidad, color y otros). Hablando de los datos físicos de las estrellas, es imposible ignorar los métodos para obtener estos datos. Los tamaños de las estrellas se pueden determinar de varias maneras. El primer método es el uso de un interferómetro óptico con el uso adicional de los datos obtenidos para calcular el tamaño usando fórmulas. La desventaja de este método es la falta de datos precisos sobre el radio de la estrella en estudio. Este método es difícil de usar para estrellas que están lejos de nuestro planeta. Para determinar el tamaño de muchas otras estrellas, se utiliza el segundo método. En el cálculo de los datos se utiliza el satélite de nuestro planeta, la Luna. Es ella quien cierra la estrella estudiada, bloqueando gradualmente su luz. En este momento, se fija el llamado tamaño angular de la estrella, después de lo cual se calcula el tamaño real de la estrella utilizando datos sobre la distancia a ella. También hay una tercera forma de calcular las dimensiones. Consiste en un cálculo teórico del tamaño de una estrella, basado en estimaciones de la luminosidad total y la temperatura según la ley de Stefan-Boltzmann . Como se mencionó anteriormente, cada estrella es única a su manera. Si dividimos todas las estrellas según su tamaño, entonces podemos hablar de estrellas enanas, estrellas gigantes, cuyo tamaño es comparable al tamaño del sistema solar, y el resto de estrellas de la Secuencia Principal, que constituyen la mayoría. .

Masa de estrellas

La masa de las estrellas como objeto de estudio es una característica muy importante. La masa varía dependiendo de la cantidad de materia en la estrella. En consecuencia, la presión, la temperatura y muchos, muchos otros factores también cambian según la cantidad de sustancia. La astronomía actualmente no tiene un método para determinar directa e independientemente la masa de una estrella aislada. Para las estrellas de secuencia principal, se ha establecido que a mayor masa, mayor luminosidad de la estrella. Esta dependencia no es lineal: por ejemplo, con una duplicación de la masa, la luminosidad aumenta más de 10 veces. En general, las masas de las estrellas, desde la más grande hasta la más pequeña, difieren solo unos pocos cientos de veces.

Densidad de estrellas

La densidad de estrellas depende en gran medida del tamaño de la estrella. Recordemos la conocida regla (¿fuente?) de que la densidad de las estrellas gigantes y supergigantes es mucho menor (5..10 mg/m 3 ) que la de las estrellas medianas y pequeñas. Las líderes en densidad son las estrellas enanas (su densidad varía de 900 a 10 11 kg/m 3 ). La gran discrepancia en la densidad puede explicarse por las muy interesantes propiedades de las sustancias de estas estrellas. El hecho es que los electrones de la materia estelar son arrancados de los átomos de los núcleos. Y el estado de agregación de esta sustancia es difícil de atribuir a cualquier estado de agregación. Después de todo, este no es un estado líquido ni sólido, pero, sin embargo, se considera gaseoso.

Luminosidad de las estrellas

Con la ayuda del uso de telescopios modernos, fue posible dividir las estrellas en 24 grupos según su brillo. Anteriormente, se acostumbraba dividir las estrellas solo en seis grupos. La unidad para medir el brillo de las estrellas es tomar la letra latina "m", la palabra abreviada "magnitud", que significa "magnitud" en latín. Las estrellas más brillantes se clasifican como estrellas de primera magnitud (1 m). Las estrellas con menor brillo se asignan a 2m. La división adicional del brillo de las estrellas ocurre en orden descendente (es decir, las estrellas más débiles se asignan al grupo de 24m).

La temperatura de las estrellas

En 2017 se encontró una enana marrón con una temperatura de 27°C [2] .

El campo magnético de las estrellas

Un campo magnético estelar es un campo magnético creado por el movimiento del plasma conductor dentro de las estrellas de secuencia principal . Este movimiento es creado por convección , que es una forma de transferencia de energía desde el centro de una estrella a su superficie a través del movimiento físico del material. Los campos magnéticos locales actúan sobre el plasma, haciendo que las regiones magnetizadas se eleven con respecto al resto de la superficie, pudiendo llegar incluso a la fotosfera de la estrella . Este proceso crea manchas estelares en la superficie de la estrella (similares a las manchas solares ) y la aparición asociada de bucles coronales [3] .

Burbuja de viento estelar

Una burbuja de viento estelar (astrosfera) es una región del volumen espacial de un sistema estelar en el que el viento estelar de una estrella (o estrellas) tiene una velocidad positiva alejándose de su estrella. Desde el exterior, la astrosfera está limitada condicionalmente por una onda de choque sin colisión, determinada por el equilibrio de las presiones del viento estelar, por un lado, y, por otro lado, por la presión del campo magnético y el medio interestelar [4] . La heliosfera es un caso especial de la astrosfera.

La región puede tener varios años luz de diámetro para una estrella masiva de clases O , B , estrellas Wolf-Rayet . Se limita al gas caliente del medio interestelar en la zona de ondas de choque, que es calentado por la alta velocidad del viento estelar (hasta varios miles de km/s (para estrellas jóvenes y calientes). También, el gas del El interior del sistema es "soplado" por el viento hacia el exterior. La astrosfera de estrellas menos calientes (por ejemplo, el Sol) calienta ligeramente el gas interestelar.

Las astrosferas tienen una estructura con dos ondas de choque [5] : el área donde el viento se desacelera se llama límite de la onda de choque ; la zona a lo largo de la cual se equilibra la presión del viento y del medio interestelar, es decir, en la que el viento pierde velocidad por completo, se denomina astropausa (por analogía con la heliopausa ); el límite en el que se produce la colisión y la mezcla del medio interestelar con el viento estelar que se aproxima es la onda de choque de proa . El gas en la zona del límite de la onda de choque puede calentarse hasta 10 6 K y generar rayos X debido a su ionización al estado de plasma .

La burbuja en sí no es esférica. Por un lado, se extiende y, por otro lado, se comprime, dependiendo de la dirección de rotación del sistema estelar alrededor del centro galáctico de la galaxia y de la densidad de las estrellas cercanas y su poder energético.

Con una alta densidad de gas y polvo interestelar, o en presencia de una capa estelar previamente eyectada, se forman nebulosas observadas desde la Tierra, creadas por ondas de choque (por ejemplo, la Nebulosa de la Media Luna ).

También hay "superburbujas", las llamadas regiones H II  : cavidades, de hasta varias de diámetro, formadas en el gas interestelar bajo la influencia del viento estelar de cúmulos de grandes estrellas jóvenes.

Por ejemplo , designado N44F, se encuentra aproximadamente a 160 000 años luz de la Tierra en la cercana galaxia enana Gran Nube de Magallanes (hacia la constelación austral Dorado ). N44F está inflado por corrientes de viento estelar de una estrella extremadamente caliente, "enterrado" una vez en una nube fría y densa.

Superburbuja

Una superburbuja es una región del espacio interestelar llena de gas caliente, que tiene una densidad reducida en comparación con el medio ambiente y alcanza varios cientos de años luz de diámetro . A diferencia de las burbujas de viento estelar creadas por estrellas individuales , las superburbujas se forman alrededor de asociaciones OB ubicadas dentro de las nubes moleculares . El viento estelar de las estrellas OB y ​​la energía de las explosiones de supernova calientan la materia de las superburbujas a temperaturas del orden de 10 6 K. [6] Las superburbujas más antiguas, que tienen una capa exterior polvorienta más densa y un interior más delgado y frío, también se denominan supercapas . El sistema solar se encuentra cerca del centro de una antigua superburbuja conocida como Burbuja Local , cuyos límites pueden determinarse por un aumento repentino en la extinción del polvo a distancias superiores a unos pocos cientos de años luz.

Clasificación de Harvard de espectros estelares

El método principal para estudiar las estrellas es el estudio de sus espectros. Numerosas líneas oscuras que cruzan la franja espectral están asociadas con la absorción de luz por parte de los átomos de varios elementos en la atmósfera de las estrellas. Dado que cada elemento químico tiene su propio conjunto de líneas, el espectro le permite determinar de qué sustancias está hecha la estrella. Los espectros de las estrellas se pueden dividir en varias clases principales.

En la década de 1950, según la clasificación de Harvard, se distinguían siete clases espectrales, designadas con letras latinas O, B, A, F, G, K, M. Al moverse a lo largo de la fila de izquierda a derecha, el color de la estrella cambia : O - azul, A - blanco, G - amarillo, M - rojo. En la misma dirección, la temperatura de las estrellas disminuye en consecuencia. Más tarde, se agregó una nueva clase W.

Las estrellas más calientes son las estrellas de clase W. Su temperatura superficial alcanza los 100.000 K. Su color es azul. Las azules también son estrellas de clase O. Sus temperaturas son de 50.000 K (kelvin) e inferiores. Las estrellas de clase B de color blanco azulado tienen una temperatura de 12000 - 25000 K; estrellas blancas clase A - 11000 K. Las estrellas amarillas de las clases F y G y la clase K de color naranja amarillento tienen una temperatura de alrededor de 4500 K. Y, finalmente, las estrellas más frías son las estrellas rojas de la clase M con temperaturas inferiores a los 3600 K.

Procesos físicos que ocurren en las profundidades de las estrellas

El principal proceso que tiene lugar en las profundidades de las estrellas se denomina fusión termonuclear. La fusión termonuclear es un tipo de reacción nuclear en la que los núcleos atómicos ligeros se combinan en otros más pesados ​​debido a la energía cinética de su movimiento térmico.

Al estudiar los procesos que tienen lugar en el interior de las estrellas, se realizó un experimento sobre la fusión de dos o más núcleos de elementos ligeros. Como resultado, esto llevó al hecho de que en el momento de la fusión se libera una gran cantidad de energía. Al respecto, se concluyó que en el interior de las estrellas tiene lugar un proceso constante de fusión termonuclear, las cuales sirven como fuente inagotable de energía estelar. También vale la pena señalar el efecto de la temperatura en las reacciones en curso dentro de las estrellas. A temperaturas extremadamente bajas, solo ocurren dos tipos de reacciones: "protón - cadena protón" y "ciclo carbono-nitrógeno". Cada una de estas reacciones da como resultado la conversión de hidrógeno en helio, liberando enormes cantidades de energía. A altas temperaturas, predomina el protón: la cadena de protones y el ciclo carbono-hidrógeno. Las reacciones que tienen lugar en las estrellas nos permiten explicar la composición elemental de nuestro universo, que consiste aproximadamente en hidrógeno y helio, y la abundancia de otros elementos es fracciones de un por ciento.

Vida útil de las estrellas

La vida útil de una estrella está directamente relacionada con su masa. Si tomamos la masa del Sol como unidad de medida de la masa de una estrella, entonces podemos decir que una estrella con una masa mayor a dos o tres veces existirá durante 15-25 millones de años. Cuanto mayor es la masa de una estrella, menor es su vida útil.

Nucleosíntesis estelar

La nucleosíntesis estelar  es un concepto colectivo para las reacciones nucleares de formación de elementos más pesados ​​que el hidrógeno , en el interior de las estrellas, y también, en menor medida, en su superficie.

Evolución estelar

La evolución estelar en astronomía  es la secuencia de cambios que sufre una estrella durante su vida, es decir, a lo largo de cientos de miles, millones o billones de años, mientras irradia luz y calor. Durante períodos de tiempo tan colosales, los cambios son bastante significativos.

Una estrella comienza su vida como una nube fría y enrarecida de gas interestelar , contrayéndose bajo la influencia de su propia gravedad y tomando gradualmente la forma de una bola. Cuando se comprime, la energía gravitacional se convierte en calor y la temperatura del objeto aumenta. Cuando la temperatura en el centro alcanza los 15-20 millones K , comienzan las reacciones termonucleares y se detiene la compresión. El objeto se convierte en una estrella de pleno derecho. La primera etapa de la vida de una estrella es similar a la del sol: está dominada por las reacciones del ciclo del hidrógeno [7] . Permanece en este estado durante la mayor parte de su vida, estando en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell , hasta que se agotan las reservas de combustible en su núcleo. Cuando todo el hidrógeno en el centro de la estrella se convierte en helio , se forma un núcleo de helio y la combustión termonuclear de hidrógeno continúa en su periferia.

Durante este período, la estructura de la estrella comienza a cambiar. Su luminosidad aumenta, las capas externas se expanden y la temperatura de la superficie disminuye: la estrella se convierte en una gigante roja , que forma una rama en el diagrama de Hertzsprung-Russell. La estrella pasa mucho menos tiempo en esta rama que en la secuencia principal. Cuando la masa acumulada del núcleo de helio se vuelve significativa, no puede soportar su propio peso y comienza a encogerse; si la estrella es lo suficientemente masiva, el aumento de la temperatura puede provocar una mayor transformación termonuclear del helio en elementos más pesados ​​( helio  en carbono , carbono en oxígeno , oxígeno en silicio y, finalmente, silicio en hierro ).

El estudio de la evolución estelar es imposible mediante la observación de una sola estrella: muchos cambios en las estrellas ocurren con demasiada lentitud como para notarse incluso después de muchos siglos. Por lo tanto, los científicos estudian muchas estrellas, cada una de las cuales se encuentra en una determinada etapa de su ciclo de vida. En las últimas décadas , el modelado de la estructura de las estrellas utilizando tecnología informática se ha generalizado en la astrofísica .

p-proceso

El proceso p es una reacción termonuclear que ocurre, en particular, durante el colapso del núcleo de una supernova , y es responsable del origen de algunos núcleos atómicos ricos en protones más pesados ​​que el hierro .

proceso-r

El proceso r o proceso de captura rápida de neutrones es el proceso de formación de núcleos más pesados ​​a partir de los más ligeros mediante la captura sucesiva de neutrones durante las reacciones.

La captura de neutrones continúa mientras la tasa de captura de neutrones sea mayor que la tasa de desintegración de isótopos . Luego, el átomo sufre una desintegración β y continúa la captura de neutrones.

proceso rp

rp-Process - el proceso de capturar protones rápidos por un núcleo atómico . Es uno de los procesos de nucleosíntesis responsable de la producción de muchos elementos más pesados ​​que el hierro que se encuentran en el universo . A diferencia de los procesos s y r , el proceso rp tiene lugar en núcleos ricos en protones. El límite superior del proceso rp (los núcleos más pesados ​​que se pueden obtener durante la reacción) aún no se ha establecido con precisión, sin embargo, investigaciones recientes dicen que en las estrellas de neutrones no puede ir más allá del telurio debido a la desaceleración por desintegración α . Este hecho nos permite decir que el elemento más masivo que puede resultar del proceso rp es 105 Te , el isótopo  más liviano , para el cual se observa una desintegración α (aunque otros isótopos de telurio más livianos también posiblemente estén sujetos a una desintegración α). ) .

s-proceso

El proceso s o proceso de captura lenta de neutrones  es el proceso de formación de núcleos más pesados ​​a partir de los más ligeros por captura sucesiva de neutrones . El tiempo característico de los procesos s es mucho más largo que el período de desintegración β , por lo tanto, incluyen núcleos estables o núcleos radiactivos β con vidas medias largas . El isótopo de hierro 56 Fe sirve como elemento inicial en el proceso s .

Quema nuclear de silicio

La quema de silicio es una secuencia de reacciones termonucleares que ocurren en las profundidades de estrellas masivas, durante las cuales los núcleos de silicio se convierten en núcleos de elementos más pesados. Este proceso requiere alta temperatura (4⋅10 9 K ) y densidad (1⋅10 5÷6 g/cm³).

Tipo de estrella variable α² Canis Hounds

Una estrella variable α² Canis Hound es un tipo de estrella variable giratoria . Estas son estrellas de secuencia principal de tipos espectrales B8p-A7p. Tienen fuertes campos magnéticos , sus atmósferas son químicamente peculiares: los espectros contienen líneas anormalmente mejoradas de silicio , estroncio , cromo y elementos de tierras raras. Las intensidades de las líneas espectrales de tales estrellas cambian junto con la fuerza del campo magnético. La periodicidad de estos cambios coincide tanto con el período de rotación de la estrella como con el período de cambio de brillo, que se encuentra en el rango de 0,5 a 160 días. Las amplitudes de cambio de brillo varían de 0,01 a 0,1 magnitudes [8] .

El prototipo de la clase de estrellas variables es la estrella Carl's Heart (α² Hounds of the Dogs), cambiando su brillo en 0,14 m con un período de 3,47 días [9] . De las estrellas brillantes, este tipo incluye Aliot (ε Ursa Major) y Alferatz (α Andromedae).

En la clasificación de la 4ª edición del Catálogo General de Estrellas Variables , este tipo de estrella se denomina ACV [8] .

Estrella variable tipo Delta Scuti

Variable como δ Scuti es una estrella variable cuya luminosidad cambia drásticamente debido a las pulsaciones radiales y no radiales de la superficie de la estrella.

Variables de tipo BY Dragon

Las variables de tipo BY Draco son estrellas de secuencia principal variable de tipos espectrales tardíos , generalmente K o M. El prototipo de esta categoría de estrellas es BY Draco . Las variaciones en su brillo surgen debido a la rotación, ya que hay manchas en su superficie similares al sol , pero que ocupan un área mucho mayor, y también debido a la actividad cromosférica . La amplitud del brillo no suele superar la magnitud 0,5 y la duración del ciclo característico es igual al período de rotación de la estrella (desde varias horas hasta varios meses). Algunas de estas estrellas exhiben otros tipos de variabilidad; por ejemplo, experimentan estallidos característicos de las variables UV Ceti ; en tales casos también son de este tipo. Un excelente ejemplo de una estrella de este tipo es EV Lizards .

Variable tipo RR Lyra

Las variables RR Lyrae son un tipo de estrellas variables radialmente pulsantes , gigantes de clases espectrales A - F, que se encuentran en la rama horizontal del diagrama de Hertzsprung-Russell , con períodos que van de 0,2 a 1,2 días, y amplitudes de cambio de brillo de 0, 2 m a 2 m . El prototipo para estas variables fue el RR de Lyra .

Por tradición, las variables RR Lyrae a veces se denominan Cefeidas de período corto o variables de cúmulos globulares . En la mayoría de los casos, están incluidos en la componente esférica de la Galaxia , se encuentran (a veces en gran número) en algunos cúmulos globulares , cuya edad supera los 12 mil millones de años, pertenecen a los representantes más antiguos de la población estelar de la Galaxia. . El número de estrellas conocidas de este tipo supera las 6 mil y son el subtipo de variables más numeroso.
Al igual que las Cefeidas, el ritmo máximo de expansión de las capas superficiales de estas estrellas coincide prácticamente con el máximo de su brillo. Sin embargo, a diferencia de las Cefeidas, estas son estrellas más antiguas y de masa relativamente baja (algo más de la mitad de la masa solar ). La magnitud estelar absoluta media  es de 0,75 m , es decir, son 40-50 veces más brillantes que el Sol. Se conocen casos de variabilidad tanto en la forma de la curva de luz como en el periodo ( el efecto Blazhko ).
La relación entre el período y la magnitud absoluta los convierte en buenos candidatos para velas estándar para objetos relativamente cercanos dentro de la Vía Láctea . Se utilizan muy a menudo para estudiar cúmulos estelares globulares . Poco adecuado para estudiar galaxias exteriores debido a su baja luminosidad.

Las variables de tipo RR Lyra se dividen en tres subtipos:

Variable tipo RS Hound Dogs

Las variables del tipo RS Hounds of the Dog son estrellas variables eruptivas . Este tipo incluye sistemas binarios cerrados con emisión de H y K Ca II en el espectro , cuyos componentes tienen actividad cromosférica aumentada , provocando una variabilidad cuasi-periódica de su brillo con un período cercano al período de revolución , y una amplitud variable, alcanzando generalmente 0,2 metros _

El primero en separar estas variables en una clase separada fue Otto Struve en 1946. En 1974 el astrónomo estadounidense Oliver (Oliver DS) determinó un conjunto de características visuales de las variables como RS Hounds y en 1976 el astrónomo estadounidense Hull (Hall), basándose en ellas, dividió estos sistemas en cinco grupos). [11] :

La curva de luz de las variables tipo Canis RS presenta una estructura cuasi-periódica. Hay mesetas en la curva. En 1979, los astrónomos estadounidenses Eaton y Hull propusieron el mecanismo más simple para la formación de una meseta: "manchas estelares", es decir, grandes áreas frías en la superficie de una estrella, por analogía con las manchas solares . Ahora se han detectado puntos similares por métodos indirectos en muchas estrellas [12] .

La actividad cromosférica se detecta por la presencia de líneas espectrales de Ca II H y K , así como por la serie Balmer o Hα. Por analogía con el Sol , podemos suponer que esta actividad está asociada con poderosos campos magnéticos y manchas en la superficie de la estrella.

Algunas variables, como RS Hounds, son fuentes de emisión de rayos X y radio. La emisión de radio no está relacionada con la temperatura de la superficie y puede servir como indicador de campos magnéticos potentes. Radiación de rayos X L x >> 10 24 vatios. Una radiación tan poderosa, por analogía con el Sol , puede interpretarse como evidencia de una corona muy caliente : T ~ 10 7 K.

Variable tipo W Virgo

Las variables de tipo W Virgo son variables pulsantes de la componente esférica o componente antigua del disco de la Galaxia con periodos aproximadamente de 0,8 a 35 días y amplitudes de 0,3 ma 1,2 m . Se caracterizan por una dependencia período-luminosidad que difiere de una dependencia similar para variables del tipo δ Cephei . Con el mismo período, las variables de tipo W de Virgo son entre 0,7 y 2 m más débiles que las variables de tipo δ de Cefeo. Las curvas de luz de las variables de tipo W de Virgo difieren de las curvas de luz de las Cefeidas de los períodos correspondientes, ya sea en amplitud o en la presencia de jorobas en la rama descendente, a veces creciendo hasta un máximo amplio y plano. Se encuentran en antiguos cúmulos globulares y en altas latitudes galácticas. Se dividen en subtipos:

Tradicionalmente, las variables de tipo W de Virgo a menudo también se denominan cefeidas, ya que a menudo (en períodos de 3 días a 10 días) es imposible distinguir las variables de este tipo entre sí por la forma de la curva de luz. Sin embargo, en realidad, estos son objetos completamente diferentes que se encuentran en diferentes etapas de evolución . Las variables de tipo W Virgo pertenecen a la segunda generación de estrellas (población II), es decir, surgieron del material de las estrellas de la primera generación y tienen una metalicidad bastante baja . Una de las diferencias espectrales esenciales entre las estrellas de tipo W de Virgo y las Cefeidas es que en los espectros de las primeras, en un cierto rango de fases, se observan emisiones en líneas de hidrógeno, mientras que en los espectros de las Cefeidas, en las Ca II H y líneas K. Fue la subestimación de estas características lo que llevó a Edwin Hubble a aplicar incorrectamente las fórmulas de las Cefeidas clásicas para estimar la distancia a la Nebulosa de Andrómeda , subestimándola.

El prototipo de estas variables es la W de Virgo .

Variable de tipo Alpha Cygnus

Las variables de tipo Alpha Cygni pertenecen a la clase de estrellas variables con pulsaciones pronunciadas no radiales. Estas estrellas son supergigantes de clases espectrales B o A. Las variaciones de brillo son del orden de 0,1 de magnitud (10% de brillo) con periodos que van desde varios días hasta varias semanas. Estas variaciones a menudo aparecen irregulares debido a los latidos , es decir, la superposición de muchas pulsaciones con períodos cerrados.

El prototipo de esta clase de estrellas fue Deneb (alfa Cygnus), cuyas pulsaciones de brillo se encuentran en el rango de +1,21 ma +1,29 m .

Sistema fotométrico u'g'r'i'z'

El sistema fotométrico u'g'r'i'z' es un sistema fotométrico de cinco colores de banda ancha astronómica . Desarrollado para el catálogo SDSS . A fines de 2009, existen estándares fotométricos solo para el hemisferio norte.

Sistema fotométrico UBV

El sistema UBV ( sistema Johnson o sistema Johnson-Morgan ) es el sistema fotométrico de banda ancha más utilizado . Desarrollado en la década de 1950 por los astrónomos estadounidenses Harold L. Johnson y William W. Morgan para clasificar las estrellas según su color [13] .

En este sistema , las magnitudes estelares se miden en tres amplias bandas del espectro , denominadas U (ultravioleta - ultravioleta ), B (azul - azul) y V (visual - visual). La sensibilidad máxima de estas bandas se encuentra en longitudes de onda de 350, 430 y 550 nm , respectivamente. La elección de los colores de la parte azul del espectro se hizo porque las películas fotográficas de esa época eran más sensibles en esta región del espectro. Las magnitudes se determinan de tal manera que para estrellas del tipo espectral A0 V sin enrojecimiento interestelar , las tres magnitudes son iguales entre sí. Por lo tanto, para tales estrellas , los índices de color B-V y UB, la diferencia en las magnitudes estelares en diferentes bandas, son iguales a cero [14] .

Los índices de color (UB) y (BV) se pueden utilizar para determinar algunas de las propiedades físicas de las estrellas individuales o de sus grupos. La diferencia (BV) es la más utilizada, siendo B y V, en términos muy simplificados, correspondientes a magnitudes fotográficas y visuales. El índice de color (BV) es conveniente porque para la mayoría de las estrellas es relativamente rápido y fácil de medir, sin dejar de ser un buen indicador del tipo espectral . Esta es una de las variables utilizadas en la construcción de un gráfico de magnitud de color (gráfico de Hertzsprung-Russell ). Para ampliar las posibilidades del método, en 1965  Johnson sugirió utilizar varias bandas más en la parte infrarroja del espectro (de 0,7 a 10,2 micras ). Fueron nombrados R, I, J, H, K, L, M y N.

El sistema UBV tiene una serie de desventajas. El corte de longitud de onda corta del filtro U está determinado principalmente por la atmósfera terrestre , no por el filtro en sí. Por lo tanto, los valores observados pueden cambiar con la altitud y las condiciones atmosféricas cambiantes. Sin embargo, se han realizado muchas mediciones en este sistema, incluidas muchas estrellas brillantes. [15] .

Observatorio orbital de rayos X Chandra

El Observatorio espacial de rayos X Chandra (Chandra Space Telescope) es un observatorio espacial lanzado por la NASA el 23 de julio de 1999 (utilizando el transbordador Columbia ) para explorar el espacio en el rango de rayos X. Nombrado en honor al físico y astrofísico estadounidense de origen indio Chandrasekhar , quien enseñó en la Universidad de Chicago desde 1937 hasta su muerte en 1995 y fue conocido principalmente por su trabajo sobre las enanas blancas .

Chandra es el tercero de los cuatro observatorios lanzados por la NASA a finales del siglo XX y principios del XXI . El primero fue el telescopio Hubble , el segundo el Compton y el cuarto el Spitzer .

El observatorio fue concebido y propuesto por la NASA en 1976 por Riccardo Giacconi y Harvey Tananbaum como un desarrollo del observatorio HEAO-2 (Einstein) lanzado en ese momento. En 1992, debido a una disminución en la financiación, el diseño del observatorio cambió significativamente: se eliminaron 4 de los 12 espejos de rayos X planificados y 2 de los 6 instrumentos focales planificados.

El peso de despegue de AXAF/Chandra fue de 22.753 kg, que es el récord absoluto de la masa jamás lanzada al espacio por el transbordador espacial Space Shuttle . La masa principal del complejo Chandra era un cohete, que permitió poner en órbita un satélite, cuyo apogeo es aproximadamente un tercio de la distancia a la luna.

La estación fue diseñada para un período de operación igual a 5 años, pero el 4 de septiembre de 2001, la NASA decidió extender la vida útil en 10 años, debido a los excelentes resultados del trabajo.

ATLASTO

El Telescopio Espacial de Gran Apertura de Tecnología Avanzada (ATLAST) es un telescopio espacial diseñado para operar en los rangos ultravioleta, visible e infrarrojo cercano (110-2400 nm).

Notas

  1. ↑ GS Bisnovatyi-Kogan, Física estelar (Springer-Verlag: Berlín 2002)
  2. ↑ Una estrella con temperatura ambiente es un nuevo hallazgo de los científicos . Consultado el 8 de noviembre de 2017. Archivado desde el original el 9 de noviembre de 2017.
  3. ↑ Brainerd, Jerome James Radiografías de Stellar Coronas . El espectador de astrofísica (6 de julio de 2005). Fecha de acceso: 7 de octubre de 2012. Archivado desde el original el 2 de julio de 2012.  (Inglés)
  4. ↑ Burgin MS Heliosfera en astronet.ru . Astronet . Consultado el 7 de octubre de 2012. Archivado desde el original el 9 de febrero de 2013.  (Ruso)
  5. ↑ Cástor, J.; McCray, R. y Weaver, R. Burbujas interestelares // Astrophys. J. (Cartas). - 1975. - T. 200 . - S. L107-L110 . -doi : 10.1086/ 181908 . - .
  6. ↑ Tomisaka K., Habe A., Ikeuchi S. Explosiones secuenciales de supernovas en una asociación OB y ​​formación de una superburbuja   // Astrofísica y ciencia espacial. - Springer , 1981. - vol. 78 , núm. 2 . - pág. 273-285 . -doi : 10.1007/ BF00648941 . — .
  7. ↑ La estructura y evolución del universo . Instituto de Física. Kirensky SBRAS . Consultado el 6 de octubre de 2012. Archivado desde el original el 22 de marzo de 2009.
  8. ↑ 1 2 GAISH . Tipos de variabilidad  de GCVS . — Clasificación de estrellas variables según GCVS . Consultado el 9 de septiembre de 2008. Archivado desde el original el 18 de marzo de 2012.
  9. ↑ GAISH . Resultado de consulta de GCVS para alf 2  CVn . Consultado el 9 de septiembre de 2008. Archivado desde el original el 18 de marzo de 2012.
  10. ↑ Una nueva estrella Delta Scuti de gran amplitud en las placas de archivo escaneadas de Moscú . Astronet . Consultado el 6 de octubre de 2012. Archivado desde el original el 7 de julio de 2011.
  11. ↑ Berdyugina 2.4 RS CVn stars Archivado el 12 de febrero de 2012 en Wayback Machine .
  12. ↑ Animación Archivada el 11 de febrero de 2012 en Wayback Machine que muestra anuncios en XY Ursa Major y V361 Lyra
  13. ↑ Johnson, HL; Morgan, WW (1953), Fotometría estelar fundamental para estándares de tipo espectral en el sistema revisado del atlas espectral de Yerkes , The Astrophysical Journal, vol. 117, págs. 313-352  _
  14. ↑ Mironov, A. V. FOTOMETRIA DE PRECISION. . Astronet (1997). Archivado desde el original el 9 de noviembre de 2012.
  15. ↑ Iriarte, Braulio, Johnson, Harold L., Mitchell, Richard I. y Wisniewski, Wieslaw K. (1965), Fotometría de cinco colores de estrellas brillantes , Sky & Telescope, vol. 30, pág. 21  (inglés)

Literatura

Enlaces