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INTRODUCCIÓN!
Astrofísica "
Extragaláctica!
INTRODUCCIÓN
Un sistema estelar es un grupo de estrellas ligadas gravitacionalmente. Varian en ~14
ordenes de magnitud en tamaños y masas: desde estrellas binarias a cúmulos 
estelares con 102 – 106 estrellas, pasando por galaxias con 1010 – 1012 estrellas, hasta 
cúmulos de galaxias con miles de galaxias.
Ordenes de magnitud (la Galaxia):
!  El SOL está en la Galaxia o Via Láctea
!  La Via Láctea es una galaxia con ~1011 estrellas visibles y con ~1010 masas solares en 
forma gaseosa (1 masa solar = 1.99×1033 g = 1 M).
• Este gas se distribuye en decenas de miles de nubes con un rango muy grande en 
masas y tamaños.
• La mayor parte de las estrellas en la Galaxia se mueven en órbitas cuasi-circulares en 
un disco delgado de un radio de ~10 kpc (1 kpc=1 kiloparsec = 3.086×1021 cm) y 
espesor de ~1 kpc.
• La velocidad típica de una estrella es 200 km/s, así que se tardan unos 3×108 años 
en completar una órbita.
• La dispersión de velocidades de las estrellas es ~40 km/s
• La edad de la Galaxia es ~1010 años = 10 Gyr (gigaaños). 
REPASO 
Magnitudes/luminosidad:
• La luminosidad del Sol (bolométrica) es 
• La luminosidad del Sol y las estrellas se mide en bandas (long de onda) 
especificas:
• V (0.55 μm) visual
• B (0.44 μm) azul
• U (0.365 μm) ultravioleta todas con Δλ/λ~0.2
P. ej. Sirio tiene 
α Centauro tiene 
• Las luminosidades se expresan en escala logarítmica, definiendo la magnitud 
absoluta:

 

 
 donde la constante es diferente en cada banda. Las magnitudes absolutas del Sol 
en las bandas U,B,V,R,I,K : 5.66, 5.48, 4.83, 4.28, 3.94, 3.33
Y las de Sirio y α Centauro son: 
REPASO ESTRELLAS
REPASO ESTRELLAS
• El flujo de una estrella de luminosidad L a la distancia d es f=L/(4πd2) y una 
medida logarítmica del flujo es la magnitud aparente: 
así, la magnitud absoluta de una estrella es la magnitud aparente que tendría a la 
distancia de 10 pc. P. ej. Sirio tiene mV = V = -1.45. Las estrellas más débiles 
visibles a simple vista tienen V~6.
• Modulo de distancia: 
• Color: cociente de luminosidades/flujos en dos bandas: LV/LB o equivalentemente
 MB - MV = mB - mV = B - V. El color es una medida de la temperatura superficial de 
la estrella (~cuerpo negro).
• Temperatura efectiva Teff: temperatura del cuerpo negro con el mismo radio y 
luminosidad de la estrella: 
REPASO ESTRELLAS
Una medida alternativa de la temperatura superficial de una estrella es su clase 
espectral.
La clase espectral se asigna en función de la intensidad de ciertas líneas de absorción 
en el espectro de la estrella. En orden de temperatura decreciente, las clases 
espectrales son:
O,B,A,F,G,K,M, divididas a su vez en subclases etiquetadas con los números 0,1,2,...9 
(temperatura decreciente). 
 
Por ejemplo, el Sol es una estrella de clase G2 con Teff=5770 K; Sirio es de clase A1 con 
Teff=10,000 K y α Centauro es de tipo M5 con Teff=3000 K.
REPASO ESTRELLAS
El diagrama color-magnitud, Hertzsprung-Russel, o HR, para estrellas es una gráfica 
de la magnitud absoluta en función del color o análogamente, magnitud absoluta 
frente a clase espectral o frente a temperatura efectiva.
REPASO ESTRELLAS
A) La zona estrecha ocupada por la mayoría de las estrellas desde MV=3; 
 B - V=0.5hasta MV=15; B - V=2.0 se llama SECUENCIA PRINCIPAL y son 
estrellas que están quemando hidrógeno en el núcleo. En esta etapa, la masa 
y composición química de la estrella determinan unívocamente la 
luminosidad y la temperatura efectiva. Las estrellas más masivas están 
localizadas en la zona de arriba a la izquierda en el diagrama HR y las menos 
masivas abajo a la derecha. Las estrellas con MV~16 tienen masas de ~0.1MŸ. 
Estrellas menos masivas son generalmente invisibles porque no pueden 
iniciar la fusión de hidrógeno. El radio de una estrella puede determinarse a 
partir de:
Así, se observa que a lo largo de la secuencia principal el radio varia solamente desde 
1RŸ a 0.1RŸ, de modo que a las estrellas en la SP se les llama enanas. El tiempo que 
una estrella está en la secuencia principal es el tiempo que puede mantener las 
reacciones termonucleares de H a He. Está dado aproximadamente por:
REPASO ESTRELLAS
B) En el diagrama HR se observa también estrellas débiles y azules alrededor de 
MV=14; B - V=0.3. Se denominan ENANAS BLANCAS y son estrellas que han 
consumido su combustible nuclear y se enfrían gradualmente hasta ser invisibles. 
Son muy pequeñas, con radios del orden de 0.01RŸ. Son muy densas y sus 
propiedades son las de un gas de Fermi degenerado.
C) El diagrama HR contiene también estrellas por encima de la SP. Son las 
llamadas GIGANTES ROJAS. Han terminado el hidrógeno en su núcleo y lo están 
quemando en una capa más o menos gruesa. Su vida es muy corta comparada con 
la de una estrella en la SP. Son muy luminosas pero escasas. Por ejemplo, la mitad 
de las 100 estrellas más brillantes son gigantes rojas, pero ninguna de las 100 
más cercanas es gigante roja.
 
 D) Los diagramas HR de cúmulos globulares son de gran interés porque todas las 
estrellas están a la misma distancia, todas tienen la misma edad y contenido en 
metales. 
REPASO ESTRELLAS
• Rama de gigantes (R~30RŸ): 
consumen H y comienzan a consumir 
He
• Rama horizontal: consumen el He
• Puede determinarse la edad del 
cúmulo
• Mismo procedimiento para galaxias 
cercanas
SP
EVOLUCIÓN ESTELAR (simple)
La evolución de una estrella depende de su masa inicial.
• si M<0.08 MŸ no hay reacciones nucleares sostenibles: planeta, enana marrón
• si M>60-100 MŸ la estrella es inestable y su vida es muy corta
Estrellas de baja masa (0.08 ~ 2 MŸ ): SP gigante roja nebulosa 
planetaria + enana blanca
Estrellas de masa intermedia (~2 – 8 MŸ ) similar con variaciones dependiendo 
de la masa
Estrellas masivas (~8 – 25 MŸ ) combustión del C, eventualmente (más masivas) 
queman Fe, Ni, Si, O, Ne, ... (estructura cebolla). Enfriamiento por generación de 
neutrinos supernova remanente: estrella neutrones.
Muy importante a escala galáctica (medio interestelar) es el material expelido por 
una explosión supernova (~ 1/30 por año en una galaxia típica).
Estrellas supermasivas (25 – 60 MŸ ) idem.
EVOLUCIÓN ESTELAR (simple)
La diferente evolución determina la densidad de estrellas en 
el diagrama HR.
Dependiendo del estado evolutivo los detalles espectrales son diferentes: líneas 
de emisión, líneas de absorción, continuo, etc., lo cual condujo a la clasificación 
espectral (OBAFGKMRN...).
 
 
La mayor parte de las estrellas muestran una luminosidad constante durante la 
mayor parte de su vida. Hay, sin embargo, estrellas variables que sufren 
cambios periódicos o cuasi-periódicos debido a cambios internos. La más simple 
es debida a oscilaciones radiales de periodo P, el cual está relacionado con la 
luminosidad y Teff:
 
 
 
 
 
(Cefeidas clásicas). Esta relación permite determinar la distancia a la estrella 
midiendo P y Teff. 
EVOLUCIÓN ESTELAR (simple)
EVOLUCIÓN ESTELAR (simple)
La evolución estelar tiene también la siguiente consecuencia:
•  Se sintetizan elementos pesados (metales) que son eyectados al medio 
interestelar.
!  Las subsiguientes generaciones de estrellas, formadas a partir de este material 
enriquecido, tienen más alto contenido en metales.
•  La primera generación de estrellas, con fracciones X=0.76, Y=0.24, Z=0 (H, He, 
elementos pesados) se denomina POBLACIÓN II (PopII).
•  La segunda generación de estrellas, con X=0.7, Y=0.28, Z=0.02, se denomina 
POBLACIÓN I (PopI).
•  La evolución de ambas poblaciones es diferente debido a Z (que afecta a la 
ecuación de estado y a la opacidad).
•  Z es la metalicidad : 
•  Z @ 0.02
EVOLUCIÓN ESTELAR (simple)