Diagrama HR. - Universidad de Sonora

Diagrama HR.
Propiedades de las estrellas.
Dr. Lorenzo Olguín R.
Universidad de Sonora
J.B. Kaler
13.4 R¤
6.7 R¤
2.2 R¤
1.4 R¤
Carroll & Ostlie
( Fig. 10.13).
O5
B0
A0
F0
G0
K0
M0
Schaller et al. Astron. Astrophys. Suppl. 1992, 96, 269.
Cefeidas
Banda de
inestabilidad
W Vir
Variables de
largo período
Trayectoria
evolutiva de una
estrella de 1M¤
ZAMS = Zero Age Main
Sequence (Secuencia
principal de edad cero)
SGB = Sub-Giant Branch
(Rama de las sub-gigantes)
RGB = Red Giant Branch
(Rama de las gigantes rojas)
E-AGB = Early Asymptotic
Giant Branch
(Rama asintótica de las
gigantes - temprana )
TP-AGB = Thermal Pulse AGB (Rama asintótica de las
gigantes – Pulsos Térmicos)
PN = Planetary Nebula
(Nebulosa Planetaria)
Trayectoria
evolutiva de una
estrella de 5M¤
Evolución de estrellas de diferente masa
Cúmulos Estelares
M13: Cúmulo globular
(viejo, baja metalicidad)
Pléyades: Cúmulo abierto
(joven, metalidad ~solar o mayor)
Diagramas color magnitud de Cúmulos Estelares
El diagrama color-magnitud (DCM) es la versión observacional del diagram
HR: se grafica la magnitud como función de un color (diferencia de dos
magnitudes).
El DCM de un cúmulo estelar muestra el estado evolutivo de “todas” las
estrellas que lo forman y por lo tanto, del estado evolutivo del cúmulo.
Estrellas de diferente masa estarán en diferentes estados de evolución: algunas
con poco masa estarán en la secuencia principal y otras de mayor masa ya
habrán salido de ella.
Estrellas con la masa justa para estar saliendo de la secuencia principal, marcan
el llamado turn-off point o punto de salida de la secuencia principal.
M3: Cúmulo
globular
(viejo, baja
metalicidad)
M3
hyχ:
Cúmulo
abierto doble
(jóvenes,
metalicidad
alta)
h and χ Persei
Masa
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