¿Qué es…
1) …una gigante roja?
Una estrella gigante roja es una estrella moribunda. Reciben dicho nombre estrellas que han terminado la fase más extensa de su vida, la de ser fusionadoras de hidrógeno en helio. Han agotado su provisión de hidrógeno y abandonan la secuencia principal, desplazándose arriba y a la derecha en el diagrama de Hertzsprung-Russel.
El equilibrio entre la fuerza de gravedad que tiende a colapsar la estrella y la energía liberada por la fusión que tiende a expandirla, se rompe finalmente a favor de la primera. El núcleo de la estrella (que es solo una centésima parte de ella) no logra generar la energía que supere la presión que sobre él se ejerce, y su centro se contrae. Esto incrementa la temperatura y hace más eficiente la fusión del hidrógeno remanente, hasta que éste se agota. Entonces, la fusión se traslada a sectores de la estrella externos al núcleo, con aumento de la energía total y aumento del volumen de la estrella, propulsando sus capas exteriores. Esta propulsión, producida por el calor de la corteza, expande en tamaño a la estrella, la que adquiere un tamaño muchas veces superior al original, lo que trae consigo el gradual enfriamiento de su superficie (3000º a 4000º Kelvin). Al enfriarse la estrella, su color se torna rojizo. La estrella es ahora un diminuto núcleo caliente rodeado de un gran envoltorio de gas sometido a altas temperaturas.
Ejemplos de este tipo de estrellas son: Alfa Crucis, Pollux, Arcturus.
Las estrellas pasan el 90 % de su vida en la fase de fusionadoras de hidrógeno, ubicadas (más arriba o más abajo, dependiendo de su masa inicial) en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. El punto en el que inician la fusión de hidrógeno (y a partir del cual las estrellas son llamadas de tales) se indica en el diagrama como ZAMS (Zero Age Main Sequence).
Terminada esta fusión, salen de la secuencia principal (TAM o Terminal Age Main Sequence). El tiempo de permanencia en la secuencia principal será:
- Estrellas de masa solar 1: 7 x 10^9 años
- Estrellas de masa solar 3: 2 x 10^8 años
- Estrellas de masa solar 5: 6,5 x 10^7 años
- Estrellas de masa solar 15: 1 x 10^7 años
Cuanto mayor la masa inicial de la estrella, más corta su vida, ya que quemará su combustible más rápidamente.
La gigante roja es una etapa evolutiva en la vida de cierto tipo de estrellas. Su masa se estima en unas 8 a 9 veces la solar.
Pasará en ese estado un tiempo mucho menor, mientras quema el escaso hidrógeno que resta en sus capas exteriores, una verdadera cáscara en torno a un núcleo inerte de helio. Es en realidad una estrella agonizante. Se expande hasta alcanzar un radio típico del orden de 100 millones de kilómetros. En la fase previa a la de gigante roja, recibe el nombre de subgigante, estrella más brillante que la de la secuencia principal pero no tanto como la gigante propiamente dicha (su luminosidad en la clasificación espectral de Yerkes es de clase IV). Procyon A es ejemplo de este tipo intermedio de estrella.
Las capas externas de la gigante roja están poco ligadas gravitacionalmente, por lo que en esta etapa la pérdida de masa es importante, pudiendo llegar al 40 – 60 % de la masa original. A ello contribuyen además las ondas de choque generadas en su profunda zona convectiva, que aceleran el viento solar, su mayor metalicidad (que conlleva mayor opacidad) y la marcada radiación en el infrarrojo.
Otro efecto característico en las gigantes rojas es el llamado primer dragado (first dredge up) por el cual, al expandirse la estrella, su zona convectiva se traslada desde una región en la que el hidrógeno ha sido procesado en helio hasta regiones más externas, con cambios en la abundancia superficial.
En unos 5000 millones de años, nuestro Sol habrá agotado su reserva de hidrógeno y se convertirá en una gigante roja. Con su expansión, alcanzará probablemente la órbita de Marte, engullendo nuestro planeta.
Denominamos extinción atmosférica, a la disminución de la magnitud visual de una estrella o un cometa, por acción de fenómenos de absorción, dispersión y refracción de la luz a nivel de la atmósfera.
Los elementos causales principales son el espesor de la atmósfera -valor que depende de la altitud a la que se halla el observador respecto del nivel del mar y la distancia angular del objeto respecto del cenit-, y los elementos en suspensión en la atmósfera como gotitas de agua, cristales de hielo, aerosoles volcánicos, polvo, contaminantes producidos por el hombre, etc.
A modo de ejemplo, la extinción atmosférica se estima en 0.15 en un buen sitio de observación como el de Cerro Tololo en Chile, con una altura de 2,2 km, y 0.3 en un sitio en EEUU sobre el nivel del mar. En una noche promedio en la montaña, o en una buena noche en lugar seco a nivel del mar, el valor puede ser de 0.2; mientras que en noches húmedas, valores de 0.25, 0.3 y 0.4 corresponderán a buenas, medianas y malas noches respectivamente.
En este contexto, llamamos altura a la distancia angular que media entre el objeto y el horizonte, y elevación a la altura a la que se halla el observador respecto del nivel del mar.
Se considera necesario realizar la corrección en la estimación de la magnitud visual, para objetos que se hallen cercanos al horizonte. El error observacional vinculado al instrumental utilizado, la aplicación del método de estimación, la elección adecuada de las estrellas de referencia, la experiencia del observador, etc. se estima en +/- 0.2 magnitudes como referencia media. Esta es la diferencia estimada en las tablas “promedio” del ICQ, para cálculo de extinción atmosférica entre un objeto que se halle a 35º sobre el horizonte y otro en el cenit, para un observador situado a nivel del mar. Por ello, se indica generalmente realizar la corrección para la estimación en objetos que se hallen a 35º o menos sobre el horizonte, y especialmente en los que se hallen por debajo de 10º.
Año 28 – N° 11 – Noviembre 2010
Sumario
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Cosmología entre bambalinas – La extinción de los dinosaurios
Héctor de Bethencourt
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Las nubes son maravillosas, aunque molesten
Cristina Lecuna
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El catálogo Messier 4
Mario Manzanares
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Gliese 581g ¿la otra Tierra?
Matías Rosas
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Crónicas – Adopta una estrella
Martina de Luca, Inés Suaya y Eugenia Rodríguez
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Efémerides – El cielo en Diciembre
Gabriel Otero, Néstor Villalba, Raúl Salvo
Año 28 – N° 10 – Octubre 2010
Sumario
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Cosmología entre bambalinas – La tragedia de Tunguska
Héctor de Bethencourt
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El catálogo Messier 3
Mario Manzanares
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Observatorio Astronómico de Montevideo
Silvia Dalla Zuanna
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Novas y Supernovas
Mario Manzanares
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Efémerides – El cielo en Noviembre
Gabriel Otero, Néstor Villalba, Raúl Salvo
Aqui les dejo algunas fotos de prueba del VCT tomadas hace algunos días.
100 cuadros de 10 segundos en M42 Orion a 50º de altura
Cometa 10 P Tempel en magnitud 10.1 6 imágenes promedio de 100 cuadros de 5 segundos cada una
47 Tucan
Saludos
Alberto Ceretta
Amigos:
El fin de semana pasado estuve en Rosario Argentina en un congreso sobre cometas y ahí me encontré con varios aficionados y profesionales con los que compartimos experiencias. Me quede sorprendido porque varios ya conocían el proyecto de exoplanetas que estamos haciendo y eso que era un congreso de observadores de cometas.
En uno de los posters de la LIADA (Liga Iberoamericana de Astronomía) publicaron una foto tomada por el VCT del cometa 81P Wild (abajo a la derecha, extraída de Astroblog).
Alberto Ceretta
Poster con 81P Wild por VCT
16 de octubre de 1952 - 16 de octubre de 2010
Un 16 de octubre del año 1952, un grupo de entusiastas amantes de la astronomía crearon un sueño, agrupar a los aficionados a la astronomía de todo el país en una institución a la que llamaron Asociación de Aficionados a la Astronomía… (continua leyendo)
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