Astronomía

Diferencia en números de abundancia estelar

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¿Cuál es la correlación entre la abundancia estelar en masa y en número?

Tomemos el sol y el helio, por ejemplo. Este artículo menciona una abundancia en masa de helio como Y = 0,275 y por número como A = 10,99, que creo que se deriva asumiendo N (He) / N (H) = 8.5%.

  1. ¿Cómo se obtiene este 8,5%? ¿Existe un valor estándar para N (H)?
  2. ¿Por qué las abundancias se dan tanto en masa como en número? ¿Existe una razón histórica?
  3. ¿Existe una relación entre los dos, es decir, se puede estimar un "tipo" conociendo el valor del otro?

Según Lodders (2003, https://arxiv.org/pdf/1010.2746) la abundancia relativa de helio en hidrógeno es $ A ({ rm He}) = 10,925 $, en una escala logarítmica donde la abundancia del número de hidrógeno es 12. Esto significaría una relación de helio a hidrógeno, por número, de $10^{10.925-12}=0.08414$. es decir, 8,4% (su fuente usa 10,93, no 10,99, por lo tanto, un porcentaje muy ligeramente diferente).

¿Por qué tienen los dos sistemas? La apariencia del espectro - líneas de absorción, líneas de emisión, etc.depende de su número densidad. Por tanto, son los números relativos de los elementos los que cuentan. Por otro lado, cuando realiza cálculos estructurales en estrellas, lo que suele importar son las fracciones de masa.

¿La relación entre los dos?

Los números relativos de helio e hidrógeno se traducen fácilmente en fracciones de masa relativa de helio ($ Y $) e hidrógeno ($ X $): $$ frac {Y} {X} = 0.08414 times 4.0026 / [(1-0.08414) times 1.0078] = 0.3649 $$, dónde $4.0026/1.0078$ es la relación de masas atómicas de helio a hidrógeno.

Ahora también hay una pequeña fracción en masa de elementos más pesados. $ Z simeq 0.014 $, dónde $ 1 = X + Y + Z $.

Si sustituimos $ X = Y / 0.3649 $ y $ Z = 0.014 $, luego $$ Y left (1 + frac {1} {0.3649} right) = 1-Z $$ $$ Y = 0.264 $$

Para resumir: $$ Y = frac {1-Z} { left (1 + frac {1.0078 (1 - 10 ^ {A ({ rm He}) - 12})} {4.0026 times 10 ^ {A ({ rm He}) - 12}} right)} = frac {1-Z} { left (0,7482 + 0,2518 times10 ^ {12-A ({ rm He})} right)} $$


Los astrónomos se refieren a todos los elementos químicos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio como metales, aunque esto incluye elementos como el carbono y el oxígeno que no se consideran metales en el sentido normal. Por lo tanto, la metalicidad de una estrella se especifica como la fracción de la masa de la estrella & # 8217s compuesta por estos & # 8216metales & # 8217 & # 8211 aproximadamente un 2% en el caso del Sol.

Sin embargo, esta definición no logra definir completamente la composición química de una estrella porque la misma metalicidad se puede lograr en un número casi infinito de formas. Por ejemplo, una estrella con cualquier metalicidad determinada podría tener todos sus metales como hierro, mientras que otra con la misma metalicidad general, podría tener todos sus metales como oxígeno. En el mundo real, toda la tabla periódica de elementos está presente en cada estrella, pero las cantidades relativas de cada elemento varían de una estrella a otra.

Para cuantificar las cantidades relativas de elementos individuales presentes en una estrella, los astrónomos definen una & # 8216 proporción de abundancia & # 8217 como el logaritmo de la proporción de dos elementos metálicos en una estrella en relación con su proporción en el Sol. Por ejemplo, la proporción de abundancia de magnesio a hierro (escrito [Mg / Fe]) se define como el logaritmo de la proporción de magnesio a hierro en una estrella en comparación con la proporción de magnesio a hierro en el Sol. La siguiente tabla ilustra cómo funciona esto:

Abundancia en comparación con el sol Cálculo [Mg / Fe]
Relación de abundancia 1/10 del sol Iniciar sesión10(0.1) -1.0
Relación de abundancia media del sol Iniciar sesión10(0.5) -0.301
Proporción de doble abundancia del sol Iniciar sesión10(2.0) +0.301
Proporción de triple abundancia del sol Iniciar sesión10(3.0) +0.477

Los elementos químicos se producen a través de una variedad de procesos, lo que significa que las proporciones de abundancia contienen información útil sobre la fuente de los gases que componen la estrella. El magnesio (y otros elementos & # 8216light & # 8217 como C y O) se producen en supernovas de Tipo II (SNII las explosiones de estrellas masivas), mientras que & # 8216iron pico & # 8217 elementos (Fe, Ni, Zn, Co, Mn, Cr) se producen en supernovas de Tipo Ia (SNI es la explosión de una estrella enana blanca en un sistema binario). Para cualquier población de estrellas, los diferentes tipos de supernova explotarán en diferentes momentos. Esto se debe a que las estrellas masivas que explotan como SNII tienen una vida corta, mientras que las enanas blancas que explotan como SNI a son el producto final de la evolución estelar de estrellas de masa baja a intermedia de larga duración. Por lo tanto, los elementos producidos en las diferentes explosiones se incorporan a las estrellas en diferentes épocas durante la historia de formación estelar de la galaxia, y las proporciones de abundancia de las estrellas individuales pueden darnos pistas sólidas sobre sus edades.

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1. INTRODUCCIÓN

La primera indicación de que la composición estelar juega un papel y puede verse afectada por la formación de planetas fue la metalicidad mejorada (parametrizada 9 como [Fe / H]) de las estrellas anfitrionas de exoplanetas de tipo solar (González 1997). Aunque inicialmente se sugirió como un signo de acreción de material empobrecido en hidrógeno en la estrella, la correlación planeta-metalicidad ahora se establece como un efecto principalmente primordial (por ejemplo, Santos et al. 2004 Fischer & amp Valenti 2005). Recientemente, se demostró que la correlación depende de la masa del planeta (p. Ej., Sousa et al. 2008 Ghezzi et al. 2010), siendo la más débil para planetas de tamaño terrestre (p. Ej., Buchhave et al. 2014). Si la metalicidad de la estrella anfitriona se considera un proxy de la concentración de elementos pesados ​​en el disco protoplanetario, esta dependencia de la masa planetaria parece apoyar el proceso de acreción del núcleo de la formación de planetas, ya que se necesita una mayor concentración de elementos pesados ​​para formar núcleos planetarios gigantes (

10 METROmi Ida & amp Lin 2004) lo suficientemente rápido como para dar tiempo a la acumulación de envoltura gaseosa (100 METROmi Pollack y col. 1996) antes de la disipación del disco de gas después de unos pocos millones de años (por ejemplo, Wyatt 2008).

¿Todavía es posible que la formación de planetas altere la composición de las estrellas anfitrionas? Meléndez y col. (2009 M09) sugieren que el Sol es deficiente por

20% en elementos refractarios, con temperaturas de condensación K, con respecto a elementos volátiles en comparación con "gemelos solares" sin planetas detectados. M09, así como los estudios que encuentran resultados similares (por ejemplo, González et al. 2010 Ramírez et al. 2010), interpretan el negativo [X / H] o [X / Fe] versus TC pendientes de elementos refractarios como una estrella "faltante" de material formador de rocas que ha sido secuestrado en planetas terrestres (Chambers 2010). Sin embargo, esta interpretación ha sido cuestionada. Otros estudios no han encontrado un aumento de pendientes negativas en estrellas más calientes o ricas en metales (Ramírez et al.2014) ni diferencias en pendientes entre huéspedes / no huéspedes después de corregir la evolución química galáctica (Schuler et al. 2011b), correlaciones entre la TC pendiente y edad estelar y registro gramo (Adibekyan et al. 2014) e incluso lo contrario de las tendencias esperadas: pendientes positivas / negativas en huéspedes planetarios pequeños / gigantes (González Hernández et al. 2011). Para complicar el panorama, las estrellas que albergan planetas gigantes cercanos pueden, en cambio, acumular material rico en refractarios que habrían formado planetas pequeños (por ejemplo, Raymond et al. 2011 Schuler et al. 2011b).

Por lo tanto, si / cómo la formación de planetas influye en la composición estelar sigue siendo incierto y es un desafío desenredarlo de la composición local o global del disco y la posición de la estrella en / movimiento a través de la Galaxia (por ejemplo, Schuler et al. 2011b Önehag et al. 2014) . Las estrellas anfitrionas binarias brindan una oportunidad para restringir la forma en que la formación de planetas afecta a las estrellas anfitrionas, ya que es probable que experimenten entornos similares a lo largo de su evolución (por ejemplo, Kratter 2011, p. 47). Desidera y col. (2004, 2006) encontraron que la mayoría de

50 binarios anchos (no conocidos por los planetas anfitriones) tenían Δ [Fe / H] 0.03, lo que sugiere que las diferencias de metalicidad más grandes son excepcionales. Gratton y col. (2001) examinó seis binarios amplios en una gama más amplia de elementos, y encontró que cuatro tenían abundancias idénticas. Sin embargo, dos estrellas fueron significativamente diferentes, con Δ [Fe / H] = 0.053 ± 0.014 y 0.091 ± 0.006 y diferencias similares para otros elementos refractarios, los autores sugirieron que estas diferencias se debían a la contaminación por disco protoplanetario polvoriento o material planetario rocoso. El monitoreo de la velocidad radial (RV) de ambos sistemas "contaminados" para buscar planetas no ha sido concluyente debido a los cambios en los ciclos de actividad estelar. Dentro de los sistemas binarios conocidos por albergar planetas, los resultados también son ambiguos: aún no hay consenso sobre la importancia de las diferencias entre 16 Cyg A y B (este último alberga un

2.4 METROJ planeta Ramírez et al. 2011 Schuler et al. 2011a Tucci Maia et al. 2014), y estudios similares indican que no hay diferencias de abundancia entre estrellas en sistemas de un solo huésped (HAT-P-1, Liu et al. 2014) y de doble huésped (HD 20782/1, Mack et al. 2014).

Recientemente, el monitoreo de RV del componente sur (XO-2S 0.98 ± 0.05 Desidera et al.2014) del

4600 AU binario XO-2 reveló dos gigantes (0,26 METROJ, 1.37 METROJ), ligeramente excéntrico (mi

0.18, 0.15) exoplanetas a 0.13 y 0.48 AU (Desidera et al.2014). Ya se sabía que XO-2N (0,98 ± 0,02 Burke et al.2007) albergaba un Júpiter caliente en tránsito (0,62 METROJ, mi = 0, a = 0,04 AU). Este sistema es uno de los cuatro binarios conocidos de alojamiento de dos planetas (XO-2, HD 20782/1, Kepler132 y WASP 94). Aquí ampliamos el análisis de Teske et al. (2013) para investigar si existen diferencias de abundancia entre las estrellas, cómo tales diferencias dependen de parámetros estelares derivados y cómo pueden relacionarse con la formación de diferentes tipos de planetas.


Nueva luz sobre los análisis de abundancia estelar: desviaciones de LTE y homogeneidad

▪ Resumen La información sobre las composiciones químicas de las estrellas codificada en sus espectros juega un papel central en la astrofísica contemporánea. Sin embargo, no se observan abundancias de elementos estelares: para descifrar las huellas digitales espectrales en términos de abundancias se requieren modelos realistas de las atmósferas estelares y los procesos de formación de líneas. Aún hoy, la gran mayoría de los análisis de abundancia de estrellas de tipo tardío se basan en atmósferas de modelos hidrostáticos unidimensionales (1D) y la suposición de equilibrio termodinámico local (LTE). En esta revisión se discuten los posibles errores sistemáticos en los estudios de estrellas de tipo F, G y K introducidos por estas aproximaciones cuestionables. Las desviaciones de LTE son comunes y, a menudo, bastante severas, en particular para gravedades superficiales bajas o metalicidades, siendo las especies minoritarias y las transiciones de baja excitación las más vulnerables. Recientemente, se han comenzado a emplear atmósferas de modelos hidrodinámicos 3D dependientes del tiempo con fines de abundancia estelar, con grandes diferencias en comparación con el modelado 1D que se encuentra en particular para las estrellas pobres en metales. Se presenta una evaluación de los efectos no LTE y 3D para elementos individuales, así como sobre los parámetros estelares estimados.


Exactitud y precisión de abundancias estelares industriales

Ha habido una inversión increíblemente grande en la obtención de espectros estelares de alta resolución para determinar la abundancia química de las estrellas. Esta información es crucial para responder preguntas fundamentales en astronomía al restringir los escenarios de formación y evolución de la Vía Láctea, así como las estrellas y planetas que residen en ella.

Acabamos de entrar en una nueva era, en la que se están produciendo abundancias químicas de estrellas de tipo FGK a escalas industriales, y en la que las observaciones, la reducción y el análisis de los datos se realizan automáticamente mediante máquinas. Aquí, revisamos los últimos esfuerzos humanos para evaluar la exactitud y precisión de tales abundancias industriales proporcionando información sobre los pasos y las incertidumbres asociadas con el proceso de determinación de las abundancias estelares.

Las incertidumbres en abundancia deben dividirse en componentes aleatorios y sistemáticos.

La precisión se puede aumentar aplicando métodos diferenciales o basados ​​en datos basados ​​en datos precisos.

Los espectros de alta resolución y de señal a ruido proporcionan datos fundamentales que se pueden utilizar para calibrar espectros de menor resolución y de señal a ruido de millones de estrellas.

Las diferentes estrategias de calibración de levantamientos deben acordar un conjunto común de estrellas de referencia para crear productos de datos que sean consistentes.

Los productos de datos proporcionados por grupos individuales deben publicarse utilizando formatos estándar para garantizar una aplicabilidad sencilla.


Diferencia en números de abundancia estelar - Astronomía

Contexto. Ahora se sabe que los cúmulos globulares galácticos (CG) albergan múltiples poblaciones que muestran variaciones de abundancia particulares. Las diferentes poblaciones dentro de un GC se pueden distinguir bien siguiendo su posición en los diagramas de pseudo dos colores, también denominados "mapas de cromosomas". Estos mapas se construyen utilizando fotometría óptica y ultravioleta cercana disponible en el estudio UV de GC del Telescopio Espacial Hubble (HST). Sin embargo, el marcado químico de las diversas poblaciones en los mapas de cromosomas se ve obstaculizado por el hecho de que la fotometría HST y las abundancias elementales solo están disponibles para un número limitado de estrellas.
Objetivos: Los espectros recopilados como parte del estudio MUSE de cúmulos globulares proporcionan una contraparte espectroscópica de los catálogos fotométricos HST que cubren las regiones centrales de los GC. En este artículo, utilizamos los espectros MUSE de 1115 estrellas de rama de gigante roja (RGB) en NGC 2808 para caracterizar las variaciones de abundancia observadas en las múltiples poblaciones de este cúmulo.
Métodos: utilizamos el mapa cromosómico de NGC 2808 para dividir las estrellas RGB en sus respectivas poblaciones. Luego combinamos los espectros de todas las estrellas pertenecientes a una población determinada, lo que resultó en un espectro de alta relación señal / ruido representativo de cada población.
Resultados: Las variaciones en las líneas espectrales de O, Na, Mg y Al se detectan claramente entre cuatro de las poblaciones. Para cuantificar estas variaciones, medimos diferencias de ancho equivalente y creamos espectros de poblaciones sintéticas que se utilizaron para determinar variaciones de abundancia con respecto a la población primordial del grupo. Nuestros resultados están muy de acuerdo con los valores esperados de estudios previos basados ​​en espectroscopia de alta resolución. No vemos variaciones significativas en las líneas espectrales de Ca, K y Ba. Tampoco detectamos variaciones de abundancia entre las estrellas pertenecientes a la población primordial de NGC 2808.
Conclusiones: Demostramos que a pesar de su baja resolución, los espectros MUSE se pueden utilizar para investigar variaciones de abundancia en el contexto de múltiples poblaciones.


Dos tipos de estrellas

El descubrimiento de que hay dos tipos diferentes de estrellas fue realizado por primera vez por Walter. Baade Durante la Segunda Guerra Mundial. Como ciudadano alemán, a Baade no se le permitió realizar investigaciones de guerra como lo estaban haciendo muchos otros científicos estadounidenses, por lo que pudo hacer un uso regular de los telescopios Mount Wilson en el sur de California. Sus observaciones fueron ayudadas por los cielos más oscuros que resultaron del apagón durante la guerra de Los Ángeles.

Entre las cosas que un gran telescopio y cielos oscuros permitieron a Baade examinar cuidadosamente estaban otro galaxias, vecinas de nuestra Vía Láctea. Discutiremos otras galaxias en el próximo capítulo (Galaxias), pero por ahora solo mencionaremos que la Galaxia más cercana que se parece a la nuestra (con un disco similar y una estructura en espiral) a menudo se llama la Galaxia de Andromeda, después de la constelación en la que lo encontramos.

Baade quedó impresionado por la similitud de las estrellas principalmente rojizas en el bulbo nuclear de la galaxia de Andrómeda con las de los cúmulos globulares de nuestra galaxia y el halo. También notó la diferencia de color entre todos estos y las estrellas más azules que se encuentran en los brazos espirales cerca del Sol (Figura 2). Sobre esta base, llamó a las estrellas azules brillantes en los brazos espirales población I y todas las estrellas en el halo y los cúmulos globulares población II.

Figura 2. Galaxia de Andrómeda (M31): Esta espiral vecina se parece a nuestra propia galaxia en el sentido de que es una galaxia de disco con una protuberancia central. Observe el abultamiento de estrellas amarillentas más viejas en el centro, las estrellas más azules y jóvenes en las regiones exteriores y el polvo en el disco que bloquea parte de la luz del abultamiento. (crédito: Adam Evans)

Ahora sabemos que las poblaciones difieren no solo en su ubicación en la Galaxia, sino también en su composición química, edad y movimientos orbitales alrededor del centro de la Galaxia. Las estrellas de población I se encuentran solo en el disco y siguen órbitas casi circulares alrededor del centro galáctico. Algunos ejemplos son las estrellas supergigantes brillantes, las estrellas de la secuencia principal de alta luminosidad (clases espectrales O y B), que se concentran en los brazos espirales, y los miembros de cúmulos estelares abiertos jóvenes. La materia interestelar y las nubes moleculares se encuentran en los mismos lugares que las estrellas de la población I.

Las estrellas de la población II no muestran correlación con la ubicación de los brazos espirales. Estos objetos se encuentran en toda la galaxia. Algunos están en el disco, pero muchos otros siguen órbitas elípticas excéntricas que los llevan muy por encima del disco galáctico hacia el halo. Los ejemplos incluyen estrellas rodeadas por nebulosas planetarias y estrellas variables RR Lyrae. Las estrellas en cúmulos globulares, que se encuentran casi en su totalidad en el halo de la Galaxia, también se clasifican como población II.

Hoy en día, sabemos mucho más sobre la evolución estelar que los astrónomos en la década de 1940, y podemos determinar las edades de las estrellas. La población I incluye estrellas con una amplia gama de edades. Mientras que algunos tienen hasta 10 mil millones de años, otros todavía se están formando hoy. Por ejemplo, el Sol, que tiene unos 5 mil millones de años, es una población con una estrella. Pero también lo son las estrellas jóvenes masivas de la Nebulosa de Orión que se han formado en los últimos millones de años. La Población II, por otro lado, está compuesta enteramente por estrellas antiguas que se formaron muy temprano en la historia de la Galaxia. Las edades típicas son de 11 a 13 mil millones de años.

También disponemos ahora de buenas determinaciones de la composición de las estrellas. Estos se basan en análisis de los espectros detallados de las estrellas. Casi todas las estrellas parecen estar compuestas principalmente de hidrógeno y helio, pero la abundancia de los elementos más pesados ​​difiere. En el Sol y en otras estrellas de la población I, los elementos pesados ​​(los más pesados ​​que el hidrógeno y el helio) representan del 1 al 4% de la masa estelar total. Las estrellas de la población II en el halo galáctico exterior y en los cúmulos globulares tienen abundancias mucho más bajas de elementos pesados, a menudo menos de una centésima parte de las concentraciones encontradas en el Sol y, en casos raros, incluso más bajas. La estrella de población II más antigua descubierta hasta la fecha tiene menos de una diez millonésima parte del hierro que el Sol, por ejemplo.

Como comentamos en capítulos anteriores, los elementos pesados ​​se crean en las profundidades del interior de las estrellas. Se agregan a las reservas de materia prima de la Galaxia cuando mueren las estrellas, y su material se recicla en nuevas generaciones de estrellas. Por lo tanto, a medida que pasa el tiempo, las estrellas nacen con suministros cada vez mayores de elementos pesados. Las estrellas de la población II se formaron cuando la abundancia de elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio era baja. Las estrellas de población I se formaron más tarde, después de que la masa perdida por miembros moribundos de las primeras generaciones de estrellas sembraron el medio interestelar con elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio. Algunas todavía se están formando ahora, cuando las generaciones posteriores se han sumado al suministro de elementos más pesados ​​disponibles para las nuevas estrellas.


Las galaxias enanas más débiles

Joshua D. Simon
Vol. 57, 2019

Resumen

Las galaxias satélite de la Vía Láctea de menor luminosidad (L) representan el límite inferior extremo de la función de luminosidad de las galaxias. Estas enanas ultra débiles son los sistemas estelares más antiguos, más dominados por la materia oscura, más pobres en metales y menos evolucionados químicamente. Lee mas

Materiales suplementarios

Figura 1: Censo de las galaxias satélite de la Vía Láctea en función del tiempo. Los objetos que se muestran aquí incluyen todas las galaxias enanas confirmadas espectroscópicamente, así como las que se sospecha son enanas basadas en l.

Figura 2: Distribución de los satélites de la Vía Láctea en magnitud absoluta () y radio de media luz. Las galaxias enanas confirmadas se muestran como círculos rellenos de azul oscuro y los objetos que se sospecha son galones enanos.

Figura 3: Dispersiones de velocidad en la línea de visión de satélites ultra débiles de la Vía Láctea en función de la magnitud absoluta. Las mediciones y las incertidumbres se muestran como puntos azules con barras de error y 90% c.

Figura 4: (a) Masas dinámicas de satélites ultra débiles de la Vía Láctea en función de la luminosidad. (b) Relaciones de masa a luz dentro del radio de media luz para satélites ultra débiles de la Vía Láctea en función.

Figura 5: Metalicidades estelares medias de los satélites de la Vía Láctea en función de la magnitud absoluta. Las galaxias enanas confirmadas se muestran como círculos rellenos de color azul oscuro y los objetos que se sospecha son enanos.

Figura 6: Función de distribución de la metalicidad de las estrellas en enanas ultra débiles. Las referencias a las metalicidades que se muestran aquí se enumeran en la Tabla complementaria 1. Observamos que estos datos son bastante heterogéneos.

Figura 7: Patrones de abundancia química de estrellas en UFD. Aquí se muestran las relaciones (a) [C / Fe], (b) [Mg / Fe] y (c) [Ba / Fe] como funciones de la metalicidad, respectivamente. Las estrellas UFD se trazan como diámetros de colores.

Figura 8: Detectabilidad de sistemas estelares débiles como funciones de distancia, magnitud absoluta y profundidad del levantamiento. La curva roja muestra el brillo de la vigésima estrella más brillante en un objeto como función.

Figura 9: (a) Diagrama color-magnitud de Segue 1 (fotometría de Muñoz et al. 2018). Las regiones de magnitud sombreadas en azul y rosa indican la profundidad aproximada que se puede alcanzar con el medio existente.


Diferencia en números de abundancia estelar - Astronomía

Se presentan los resultados preliminares de una comparación de funciones de luminosidad de ramas gigantes teóricas y observadas para un gran número de cúmulos globulares que pueden proporcionar evidencia de diferencias significativas en la abundancia de helio entre cúmulos globulares. Las funciones de luminosidad bolométrica construidas para 17 cúmulos sobre la base de la fotometría publicada de las muestras de estrellas más grandes y completas se ajustaron a las funciones de luminosidad teóricas apropiadas para la relación de concentración de Fe / H de cada cúmulo. Se observaron diferencias sorprendentes de un cúmulo a otro entre el número de estrellas observado y predicho en la punta del gigante rojo. Se encontró que la relación entre el número observado y el esperado de estrellas con magnitudes bolométricas menores a -3.0 se correlacionó solo con la distancia galactocéntrica para los cúmulos dentro de los 10 kpc del centro, lo que indica que los cúmulos a diferentes distancias no se ajustan a los modelos teóricos con misma edad, masa y composición química. Se argumenta que la única explicación posible para la correlación es que la abundancia de helio de los cúmulos aumenta hacia el centro galáctico, afectando así los diagramas de magnitud de color. Se requieren más observaciones para estimar las abundancias reales de helio de estos cúmulos y para comprender los cúmulos globulares a distancias galactocéntricas superiores a 10 kpc.


Rotación

También podemos usar el efecto Doppler para medir qué tan rápido gira una estrella. Si un objeto está girando, entonces uno de sus lados se acerca a nosotros mientras que el otro se aleja (a menos que su eje de rotación apunte exactamente hacia nosotros). Este es claramente el caso del Sol o de un planeta en el que podemos observar la luz desde el borde que se acerca o que se aleja de estos objetos cercanos y medir directamente los cambios Doppler que surgen de la rotación.

Las estrellas, sin embargo, están tan lejos que todas aparecen como puntos sin resolver. Lo mejor que podemos hacer es analizar la luz de toda la estrella a la vez. Debido al efecto Doppler, las líneas de la luz que provienen del lado de la estrella que gira hacia nosotros se desplazan a longitudes de onda más cortas y las líneas de la luz del borde opuesto de la estrella se desplazan a longitudes de onda más largas. Puede pensar en cada línea espectral que observamos como la suma o compuesto de líneas espectrales que se originan a diferentes velocidades con respecto a nosotros. Cada punto de la estrella tiene su propio desplazamiento Doppler, por lo que la línea de absorción que vemos de toda la estrella es en realidad mucho más ancha de lo que sería si la estrella no estuviera girando. Si una estrella gira rápidamente, habrá una mayor dispersión de cambios Doppler y todas sus líneas espectrales deberían ser bastante amplias. De hecho, los astrónomos llaman a este efecto ensanchamiento de línea, y la cantidad de ensanchamiento nos puede decir la velocidad a la que gira la estrella ([enlace]).

Usando un espectro para determinar la rotación estelar. Una estrella en rotación mostrará líneas espectrales más amplias que una estrella que no gira.

Las mediciones del ancho de las líneas espectrales muestran que muchas estrellas giran más rápido que el Sol, ¡algunas con períodos de menos de un día! Estos rotadores rápidos giran tan rápido que sus formas se & # 8220 aplanan & # 8221 en lo que llamamos esferoides achatados. Un ejemplo de esto es la estrella Vega, que gira una vez cada 12,5 horas. La rotación de Vega aplana su forma tanto que su diámetro en el ecuador es un 23% más ancho que su diámetro en los polos ([enlace]). El Sol, con su período de rotación de aproximadamente un mes, gira con bastante lentitud. Los estudios han demostrado que las estrellas disminuyen su velocidad de rotación a medida que envejecen. Las estrellas jóvenes giran muy rápidamente, con períodos de rotación de días o menos. Las estrellas muy viejas pueden tener períodos de rotación de varios meses.

Comparación de estrellas giratorias. Esta ilustración compara la estrella de rotación más rápida Altair con el Sol de rotación más lenta.

Como puede ver, la espectroscopia es una técnica extremadamente poderosa que nos ayuda a aprender todo tipo de información sobre las estrellas que simplemente no podríamos recopilar de otra manera. Veremos en capítulos posteriores que estas mismas técnicas también pueden enseñarnos sobre las galaxias, que son los objetos más distantes que podemos observar. Sin espectroscopía, no sabríamos casi nada sobre el universo más allá del sistema solar.

A lo largo de la historia de la astronomía, las contribuciones de los ricos patrocinadores de la ciencia han marcado una enorme diferencia en la construcción de nuevos instrumentos y la realización de proyectos de investigación a largo plazo. El proyecto de clasificación estelar de Edward Pickering, que se extendería durante varias décadas, fue posible gracias a las importantes donaciones de Anna Draper. Era la viuda de Henry Draper, un médico que fue uno de los astrónomos aficionados más consumados del siglo XIX y la primera persona en fotografiar con éxito el espectro de una estrella. Anna Draper donó varios cientos de miles de dólares al Observatorio de Harvard. Como resultado, el gran estudio espectroscópico todavía se conoce como el Henry Draper Memorial, y muchas estrellas todavía se conocen por sus números & # 8220HD & # 8221 en ese catálogo (como HD 209458).

En la década de 1870, el excéntrico constructor de pianos y magnate inmobiliario James Lick ([enlace]) decidió dejar parte de su fortuna para construir el telescopio más grande del mundo. Cuando, en 1887, se terminó el muelle para albergar el telescopio, el cuerpo de Lick fue sepultado en él. Encima de la base se levantó un refractor de 36 pulgadas, que durante muchos años fue el instrumento principal en el Observatorio Lick cerca de San José.

Henry Draper (1837-1882) y James Lick (1796-1876). (a) Draper se encuentra junto a un telescopio que se utiliza para la fotografía. Después de su muerte, su viuda financió más trabajos de astronomía en su nombre. (b) Lick era un filántropo que proporcionó fondos para construir un refractor de 36 pulgadas no solo como un monumento a él mismo, sino también para ayudar en futuras investigaciones astronómicas.

El telescopio Lick siguió siendo el más grande del mundo hasta 1897, cuando George Ellery Hale convenció al millonario del ferrocarril Charles Yerkes para que financiara la construcción de un telescopio de 40 pulgadas cerca de Chicago. Más recientemente, Howard Keck, cuya familia hizo fortuna en la industria petrolera, donó 70 millones de dólares de la fundación de su familia al Instituto de Tecnología de California para ayudar a construir el telescopio más grande del mundo en la cima del pico de 14,000 pies de Mauna Kea en Hawai (ver el capítulo sobre instrumentos astronómicos para aprender más sobre estos telescopios). La Fundación Keck estaba tan complacida con lo que ahora se llama el telescopio Keck que dieron 74 millones de dólares más para construir Keck II, otro reflector de 10 metros en el mismo pico volcánico.

Ahora, si alguno de ustedes se convierte en millonario o multimillonario, y la astronomía ha despertado su interés, tenga en mente un instrumento o proyecto astronómico mientras planifica su patrimonio. Pero, francamente, la filantropía privada no podría apoyar la empresa completa de la investigación científica en astronomía. Gran parte de nuestra exploración del universo está financiada por agencias federales como la National Science Foundation y la NASA en los Estados Unidos, y por agencias gubernamentales similares en otros países. De esta manera, todos nosotros, a través de una parte muy pequeña de nuestros dólares de impuestos, somos filántropos de la astronomía.

Conceptos clave y resumen

Los espectros de estrellas de la misma temperatura pero diferentes presiones atmosféricas tienen diferencias sutiles, por lo que los espectros se pueden usar para determinar si una estrella tiene un radio grande y baja presión atmosférica (una estrella gigante) o un radio pequeño y alta presión atmosférica. Los espectros estelares también se pueden utilizar para determinar la composición química de las estrellas. El hidrógeno y el helio constituyen la mayor parte de la masa de todas las estrellas. Las mediciones de los cambios de línea producidos por el efecto Doppler indican la velocidad radial de una estrella. La ampliación de las líneas espectrales por el efecto Doppler es una medida de la velocidad de rotación. Una estrella también puede mostrar un movimiento adecuado, debido al componente de la velocidad espacial de una estrella a través de la línea de visión.