Continuación del taller Continuación del taller de fotometría de las de fotometría de las estrellas del cúmulo estrellas del cúmulo estrellas del cúmulo estrellas del cúmulo de las Pléyadesde las Pléyades

Tarea 2Tarea 2

M45M45

Tarea 2Tarea 2

Índice de color BÍndice de color B--V y MV y MVVMV B-V Tipo

espectral-5.8 -0.35 O5

-4.1 -0.31 B0

-1.1 -0.16 B5

-0.7 0.00 A0

2.0 0.13 A5

2.6 0.27 F0

3.4 0.42 F5

4.4 0.58 G0

5.1 0.70 G5

5.9 0.89 K0

7.3 1.18 K5

9.0 1.45 M0

11.8 1.63 M5

16.0 1.80 M8

*#9 B-V=0.65 MV=4.8

Tarea 2Tarea 2

Tarea 2Tarea 2 m – M = 5 log(D) – 5

m-M

m – M = 5 log(D) – 5

5 log(D) = (m–M) + 5

log(D) =(m–M) + 5

log(D) =(m–M) + 5

5

D = 10(m–M) + 5

5

Preguntas a contestar: Preguntas a contestar:

�� ¿Cuál es la estrella más caliente? ¿y fría?¿Cuál es la estrella más caliente? ¿y fría?�� ¿Cuál es la estrella más brillante? ¿y menos ¿Cuál es la estrella más brillante? ¿y menos luminosa?luminosa?

�� Localiza las estrellas candidatas a gigantes rojas.Localiza las estrellas candidatas a gigantes rojas.�� Localiza la estrella candidata a enana blanca.Localiza la estrella candidata a enana blanca.�� ¿Cuál es el valor que obtuviste de m¿Cuál es el valor que obtuviste de m--M?M?�� ¿Cuál es el valor que deduces para la distancia a ¿Cuál es el valor que deduces para la distancia a las Pléyades?las Pléyades?

Tarea Tarea 22

14

17

16

13 Alcyone

2 Maia

12

15

12

22

�� ¿Cuál es la estrella más caliente? ¿Cuál es la estrella más caliente? Estrella 2Estrella 2�� ¿y fría? ¿y fría? Estrella 17Estrella 17�� ¿Cuál es la estrella más brillante? ¿Cuál es la estrella más brillante? Estrella 13Estrella 13�� ¿y menos luminosa? ¿y menos luminosa? Estrella 15Estrella 15�� Localiza las estrellas candidatas a gigantes rojas. Localiza las estrellas candidatas a gigantes rojas. Estrellas 14, 16 y 17Estrellas 14, 16 y 17Localiza la estrella candidata a enana blanca. Localiza la estrella candidata a enana blanca. �� Localiza la estrella candidata a enana blanca. Localiza la estrella candidata a enana blanca. Estrella 15Estrella 15

�� ¿Cuál es el valor que obtuviste de m¿Cuál es el valor que obtuviste de m--M? M? ~5.6~5.6�� ¿Cuál es el valor que deduces para la distancia a ¿Cuál es el valor que deduces para la distancia a las Pléyades? las Pléyades? D=132 pcD=132 pc

Las pléyadesLas pléyadesSpitzer Spitzer -- InfrarrojoInfrarrojo

M45

NGC 7089

ópticoóptico

Tipo: Cúmulo abiertoDistancia: 440 años luz (135 pc)Magnitud aparente mV= +1.6Tamaño aparente 110 minutos de arcoConstelación: TauroNúmero de estrellas: 500Edad aprox.: 100 millones de años

Estrellas más brillantes:TaygetaPleioneMeropeMaiaElectraCelaenoAtlasAlcyone

M45

Más Preguntas: Más Preguntas:

�� Durante tus observaciones se avería Durante tus observaciones se avería el motor de guiado del telescopio el motor de guiado del telescopio

¿cómo notamos esta falla mientras ¿cómo notamos esta falla mientras observamos a través del telescopio?observamos a través del telescopio?

�� ¿qué parámetros medimos y ¿qué parámetros medimos y determinamos para estimar la determinamos para estimar la distancia al cúmulo de las distancia al cúmulo de las Pléyades?Pléyades?Pléyades?Pléyades?

�� ¿Por qué los astrónomos usan ¿Por qué los astrónomos usan filtros de diferentes colores en sus filtros de diferentes colores en sus observaciones de estrellasobservaciones de estrellas

�� ¿Por qué es más difícil medir la ¿Por qué es más difícil medir la magnitud aparente de una magnitud aparente de una estrella débil que la de una estrella débil que la de una estrella brillante?estrella brillante?estrella brillante?estrella brillante?

�� ¿Qué instrumento se usa para ¿Qué instrumento se usa para medir las magnitudes aparentes medir las magnitudes aparentes de las estrellas?de las estrellas?

��Dos estrellas en el cielo parecen Dos estrellas en el cielo parecen tener el mismo brillo.tener el mismo brillo.

Entonces tienen la misma:Entonces tienen la misma:distanciadistancia��distanciadistancia

��magnitud absolutamagnitud absoluta�� luminosidadluminosidad��magnitud aparentemagnitud aparente

Propiedades físicas Propiedades físicas de las estrellasde las estrellas

Distancias a las estrellasDistancias a las estrellas

Enero Julio2ππππ

r =1ππππ

[r] pc[ππππ] ”

r ↑↑↑↑ ⇒⇒⇒⇒ ππππ ↓↓↓↓

Sol Sol →→ grano de arenagrano de arenaαα Centauri Centauri →→ 270 km 270 km ππ=0.75”=0.75”estrella de Barnard estrella de Barnard →→ 373 km 373 km ππ=0.55”=0.55”

Distancias a estrellas de la Distancias a estrellas de la vecindad solarvecindad solar

Ross 614 Ross 614 →→ 824 km 824 km ππ=0.25”=0.25”Altair (Altair (αα Aql) Aql) →→ 1047 km 1047 km ππ=0.20”=0.20”

r ↑↑↑↑ ⇒⇒⇒⇒ ππππ ↓↓↓↓

Paralajes espectroscópicasParalajes espectroscópicasPara estrellas binarias eclipsantes

espectroscópicas.

a sen ia semieje mayori inclinación

Tamaño proyectado de la órbita

acercándose

alejándose

Espectroreferencia

del periodo y vr

D = R*

θ*

R* radio estrellaθ* diámetro angular

Curva de luz

Distancias a estrellas cercanas Distancias a estrellas cercanas

~30 *

Distancias a las estrellasDistancias a las estrellas

MagnitudesMagnitudesLLEE= 4×1033 erg/s

m m -- MM= 5 log r - 5

LL = 4 π r2 FLL = 4 π r2 F

Mbol -MbolE= -2.5 logLL$

En todas las frecuencias

Cuerpo NegroCuerpo NegroEl color de un objeto depende del tipo de luz

con el que se ilumine.

Un objeto refleja parte de la luz que recibe y absorbe otra parte de luz que luego reemite.

Cuerpo NegroCuerpo Negro

Cuando un objeto está a temperatura constante y absorbe toda la luz que recibe, sin reflejar nada, recibe, sin reflejar nada, la luz que emite sólo

depende de su temperatura.

Radiación de cuerpo negroRadiación de cuerpo negro

Un cuerpo negro es ideal, es un emisor de energía perfecto y al mismo tiempo un

absorbedor de energía perfecto.

Radiación de cuerpo negro = radiación térmica

I

12,000 K

Radiación de cuerpo negroRadiación de cuerpo negroEspectro contínuo Ley de Wien

λmáx[cm] = 0.29/T [K]

Ley de Steffan-Boltzmann

F = σ T4

λλλλ

9,000 K

6,000 K

F = σ T4

L = 4 π R2 F

L = 4 π σ R2 T4

integrando

Radiación térmica Radiación térmica -- BBBB

Radiación térmica Radiación térmica -- BBBB

Filtros para fotometríaFiltros para fotometría

U ultravioletaB azulV visualR rojoI infrarrojo

Índices de colorÍndices de color B - V

A0 B-V=0 U-B=0A0 B-V=0 U-B=0

BV

Temperatura Temperatura -- Índice de colorÍndice de colorB-V

B-V T color

Para estrellas:

Sol B-V=0.62 T=5,800 K

< 0 >10,000 K azul0 10,000 K blanco

> 0 <10,000 K amarillo-rojo

espectrógrafoespectrógrafo

Rejillas diferentes líneas/mm más líneas mayor resolución

Resolución: alta(décimas Å), intermedia 1-3 Å; baja <4 Å

espectrógrafoespectrógrafo

E

N

5’

Se hace pasar por el espectrógrafo la luz que pasa a través de una rendija delgada (1 o 2 arcsec)

Resolución mayor para rendijas más delgadas

Formación de líneas espectralesFormación de líneas espectrales

rendijadispersor

Espectro emisión

GasCalienteemitiendo

Fuente de luz continua

Gas tenue

Espectro absorción

EspectrosEspectros

Átomo de hidrógeno Átomo de hidrógeno Es el más sencillo de todos los átomos: un protón y un electrón

Las partículas con carga (+ ó -) que se aceleran emiten radiación electromagnética y pierden energía. El electrón cae hacia el núcleo del átomo.energía. El electrón cae hacia el núcleo del átomo.

Los electrones “saltan” entre niveles de diferente energía y tienden a estar en el estado de menor

energía llamado estado base.

h νννν = En2 – En1

Series del hidrógeno neutroSeries del hidrógeno neutron4 ∞∞∞ ∞3 5 6

E eV

-0.37

-0.54

-0.85

-1.51 0

Bracke

tt

Pasch

en

Pfund

656.28 nm

486.13

434.05

364.71

αααα 1875.1 nm

ββββ 1281.8

820.59

4.05 µµµµm

2.63

1.46

7.46 µµµµm2.28 µµµµm

21

-3.39

-13.6Lym

an

Balmer

αααα 121.57 nm

ββββ 102.5897.25

91.81

αααα 656.28 nm

ββββ 486.13γγγγ 434.05

Series del Helio una vez ionizadoSeries del Helio una vez ionizado

Serie de Pickering en rojo (nivel 4), se observa en estrellas muy calientes

Å

Transiciones entre niveles de E Transiciones entre niveles de E

Eligado-ligado ligado-libre

Estados excitados

0

absorción emisión ionización recombinación

libre-libreEstado base

excitados

h νννν = En2 – En1

Grados de ionizaciónGrados de ionizaciónNeutro una vez 2 veces 3 veces 4 veces

ionizado ionizado ionizado ionizado

HI H+ HIIHeI He+ HeII He2+ HeIIIOI O OII O OIII O OIV O OVOI O+ OII O2+ OIII O3+ OIV O4+ OVC C+ CII C2+ CIII C3+ CIV C4+ CVFeI FeII FeIII

FeX FeXII

Líneas permitidas y prohibidas Líneas permitidas y prohibidas La probabilidad de la transición indica si son líneas

prohibidas o permitidas.

Las permitidas tienen alta probabilidad de transición.Las prohibidas tienen muy baja probabilidad de trancisión.Las prohibidas tienen muy baja probabilidad de trancisión.

Ocurren las líneas prohibidas y se indican con []:[OIII]λ5007, 4959, 4363; [SII]λ 6717,6731; [OI]λ6300

Líneas permitidas las de HI, HeI y HeII, algunas de Ca y C

Espectroscopía rendija largaEspectroscopía rendija larga

dire

cción espacial

estrellasestrellasHα[NII][NII] [SII]HeIHeI [OI]

dire

cción espacial

longitud de ondalongitud de onda

rojorojo azulazul

NebulosaNebulosaplanetariaplanetaria

He 2-249

líneas espectrales de estrellaslíneas espectrales de estrellas

Longitud de onda [nm]400 420 440 460 480

Clasificación espectralClasificación espectralLa primera clasificación con líneas de Balmer

Muchos tipos de la A a la P. Las primeras tienen las líneas de Balmer muy intensas.

Siglo XIX Clasificación de Harvard: 7 tipos

Oh Be A Fine Girl Kiss Me

Oh Bella Amada Fíjate Ganamos Kilos de Masa

O B A F G K M

O – Estrellas azules, Tef [20,000-30,000 K]Líneas de átomos ionizados: HeII, CIII, NII, OIII, SiV, HeI. HI se ven débiles

B – Estrellas blanco-azules, Tef ~50,000 KLas líneas de HeII desaparecen, las de HeI son más intensas en B2. HI más intensas. Se observan líneas de OII, SiII MgII Se observan líneas de OII, SiII MgII

A – Estrellas blancas, Tef ~9,000 KLas líneas de HI dominan el espectro y son más intensas en AO. No se observan líneas de HeI.Se hacen visibles líneas de metales neutros.

Clasificación de Harvard

Intensidad relativa

Clasificación de

Harvard

Intensidad relativa

Longitud de onda

F – Estrellas amarillo-blancas, Tef ~7,000 KLas líneas de HI se ven más débiles, mientras que las de Ca II se hacen más intensas.Líneas de Fe I, Fe II, Cr II y Ti II son más intensas.

G – Estrellas amarillas, G – Estrellas amarillas, Tef ~5,500 KLas líneas de HI más débiles aún. desaparecen, las de Ca II son más intensas en G0. Las líneas de otros metales más intensas.

Clasificación de Harvard

Intensidad relativaIntensidad relativa

Long

itud de ond

a

K – Estrellas amarillo-naranjas, Tef ~ 4,000 KEspectro domminado por líneas de metales. Las líneas de CaI se hacen más intensas. Las bandas de TiO se hacen visibles desde K5.

M – Estrellas rojas, Tef ~3,000 KM – Estrellas rojas, Tef ~3,000 KLas bandas de TiO son muy prominentes. Ca I en 423 nm muy intensa. Muchas líneas de metales neutros.Para estrellas más frías que M4 las bandas de TiO son tan intensas que dificultan determinar el nivel de emisión de contínuo.

Clasificación de Harvard

Intensidad relativaIntensidad relativa

Long

itud de ond

a

Radios EstelaresRadios EstelaresAún con los telescopios más potentes las estrellas son

puntuales.

Para medir directamente su tamaño, en algunos (muy pocos) casos se usa interferometría speckle. pocos) casos se usa interferometría speckle.

Para todas las demás estrellas se usa:

L = 4 π σ R2 T4

σ = 5.67×10-5 erg cm-2 K-4 s-1

Radios EstelaresRadios Estelares

Luminosidad

TemperaturaTemperatura

En términos del radio, RE, y luminosidad, LE, del Sol:

Radios EstelaresRadios EstelaresEjemplos:

Betelgeuse L= 10,000 LE T= 3,000 K

R= 2 (10,000)½ = 400 RE( 6000 )R= 2 (10,000)½ = 400 RE( 60003000 )

Radios EstelaresRadios EstelaresEjemplos:

Betelgeuse L= 10,000 LE T= 3,000 K

R= 2 (10,000)½ = 400 RE( 6000 )R= 2 (10,000)½ = 400 RE( 60003000 )

R= 2.6×1011 m= 371 RE

Radios EstelaresRadios EstelaresEjemplos:

Betelgeuse L= 10,000 LE T= 3,000 K

R= 2 (10,000)½ = 400 RE( 6000 )R= 2 (10,000)½ = 400 RE( 60003000 )

R= 2.6×1011 m= 371 RE

R= 2 (10,000)½ = 374 RE( 58003000 )

Tamaños estelares

� Gigantes 10 – 100 RE

Gigantes Rojas

� Super gigantes hasta 1000 R� Super gigantes hasta 1000 RE

Super Gigantes azules

� Enanas > 1 RE

Enanas blancas enanas rojas

Radios EstelaresRadios Estelares

Tamaños estelares� Gigantes Rojas: Mira, Aldebaran, Arturus...

� Super Gigantes azules: Deneb, Rigel...

� Super gigantes rojas: Betelgeuse, Antares� Super gigantes rojas: Betelgeuse, Antares

� Enanas blancas: Sirius B, Procyon B

� Enanas rojas: Estrella de Barnard, proxima centauri

SolSirio

Arturo

Jupiter tiene 1 pixel

La Tierra no es visible en esta escala

Antares es la 15ava estrella mas brillante en el cielo. Está a más de 1000 años luz

Sol – 1 pixel

Jupiter es invisible en esta escala

Masas EstelaresMasas EstelaresMétodo directo: estrellas binarias

Método indirecto: relación masa-luminosidad

40% -60% estrellas binarias

• binarias ópticas (estrellas no relacionadas)

• Binarias visuales (separación > 1”)• Binarias astrométricas (componente invisible, movimiento propio)

• Binarias espectroscópicas (descubiertas por espectros)• Binarias fotométricas o eclipsantes

40% -60% estrellas binarias

Estrellas binarias visualesEstrellas binarias visuales

Krüger 60Krüger 60

Periodo: 44.5 años

Estrellas binarias visualesEstrellas binarias visualesParámetros típicos para

sistemas binarios:

Separación: decenas a cientos de UA

Periodos orbitales:decenas a cientos de años

Binarias muy cercanas entre sí:Separación: ~ 1 UA (casi el radio de las estrellas)Periodos orbitales: horas a algunos años

Órbitas proyectadas: sen icon tamaños que dependen de r

¡Más de una vida!

Masas estelares

M1 + M2 =a3p2

Semi eje major [UA]

Periodo

3a. Ley de Kepler

p2 Periodo [años]{Masa de todo

el sistema[ME]

Si M1 o M2 es muy pequeña se puede despreciar

a1a2

a1 M2

a2 M1=

a = a1 + a2Semieje major de la

órbita relativa

Ejemplo:Un sistema binario está a 10 pc. La separación angular máxima de las componentes del sistema es 7” y la mínima es de 1”. Su periodo orbital es de 100 años. Suponemos que el plano orbital del sistema coincide con el plano del cielo.sistema coincide con el plano del cielo.

Ejemplo:Un sistema binario está a 10 pc. La separación angular máxima de las componentes del sistema es 7” y la mínima es de 1”. Su periodo orbital es de 100 años. Suponemos que el plano orbital del sistema coincide con el plano del cielo.sistema coincide con el plano del cielo.

Calculamos el semieje mayor: a = a1 + a2 = (7” + 1”)/2 =

A la distancia de 10 pc a =

Ejemplo:Un sistema binario está a 10 pc. La separación angular máxima de las componentes del sistema es 7” y la mínima es de 1”. Su periodo orbital es de 100 años. Suponemos que el plano orbital del sistema coincide con el plano del cielo.sistema coincide con el plano del cielo.

Calculamos el semieje mayor: a = a1 + a2 = (7” + 1”)/2 = 8”/2 = 4”

A la distancia de 10 pc a = 4” × 10 pc = 40 UA

Ejemplo:Con p = 100 años y a = 40 UA usamos la 3a. Ley de

Kepler:

M1 + M2 = a3/p2 = 403/1002 ME= 6.4 ME

Suponiendo que los semiejes mayores de las componentes Suponiendo que los semiejes mayores de las componentes son a1=3” y a2=1”, podemos saber las masas individuales:

M1 a1= M2 a2 M1 = (a2/a1) M2 M1 = M2/3

M1 + M2 = 6.4 ME = M2/3 + M2 = 4/3 M2

M2 = (3/4) 6.4 ME = 4.8 ME M2 = 4.8/3 =1.6 ME

Binarias Visualesnombre componente a

[”]P

[años]M

[ME]Sirio A 7.50 50.1 2.28

B 0.98

Procyon A 4.50 40.4 1.69Procyon A 4.50 40.4 1.69B 0.60

α Centauri A 17.52 79.9 1.08B 0.88

Krüger 60 A 2.41 44.6 0.27B 0.16

~850 binarias visuales

Relación MasaRelación Masa--LuminosidadLuminosidad

Para secuencia principal:

A mayor luminosidad mayor masa

L ∝ M4

10 ME → 104 LE1 ME → 1 LE

Masas Estelares Masas Estelares

Estrellas binarias astrométricasEstrellas binarias astrométricas

Si averiguamos por métodos indirectos (relación masa-luminosidad) la masa de la componente visible,

Las binarias astrométricas tienen movimientos propios ondulados.

luminosidad) la masa de la componente visible, podemos estimar la masa de la estrella invisible.

Sirio es una binaria astrométrica, su compañera Sirio B es una enana blanca.

Binarias EspectroscópicasBinarias EspectroscópicasEstado 1 Estado 2 Estado 3 Estado 4Centro de masa

A la Tierra A la Tierra A la Tierra A la Tierra

1

Estado 3

Estado 1

Estado 2

Estado

Estado 4

Tiempo (días)

Velocidad Radial (km/s)

Aproximándose

Alejándose

Dos estrellas del mismo tipo espectral

HD 171978

Binaria de dos líneas

vr λ-λ0

c λ0= Corrimiento Dopler

Binaria de una línea

Corrimiento de las líneas ∝ vr

Periodo variación líneas → periodo orbital

vr = v0 sen i inclinación

Velocidad realVelocidad real

suponiendo órbitas circulares:

M23 sen3 i v13 P

(M1+M2)2 2πG= Función de masa

Si sólo se ven las líneas de una componente (binaria de una sola línea) sólo se puede tener la función de masa.

Si tenemos también v2 (binaria de dos líneas):

y

v1 a1v2 a2

= M1M2v2v1

=2

con la función de masa podemos determinarM1 sen3i y M2 sen3i, pero necesitamos i

v1

Curvas de luz

Tipo:• Algol• β Lyrae• W Ursae Majoris

Diagrama HDiagrama H--RR

L Principios del siglo XX:

Ejnar HertzprungM vs B-V

~ 10 años después:

MV

Tef

~ 10 años después:

Henrry N. RussellM vs índice espectral

B-V

O B A F G K M

aumenta

Diagrama HDiagrama H--R: R: Estrellas muy conocidasEstrellas muy conocidas

LUMINOSIDAD (UNIDADES SOLARES)

TEMPERATURA SUPERFICIAL

TIPO ESPECTRAL

LUMINOSIDAD (UNIDADES SOLARES)

Diagrama HDiagrama H--R: R: Estrellas vecindad solarEstrellas vecindad solar

(5 pc del Sol)

~80 estrellasSecuencia principal

LUMINOSIDAD (UNIDADES SOLARES)

Región Enanas Blancas

Enanas Rojas

TEMPERATURA SUPERFICIAL

TIPO ESPECTRAL

LUMINOSIDAD (UNIDADES SOLARES)

Enanas marrones

Diagrama HDiagrama H--R: R: Estrellas vecindad solarEstrellas vecindad solar

(5 pc del Sol)

~80 estrellasSecuencia principal

LUMINOSIDAD (UNIDADES SOLARES)

Región Enanas Blancas

Enanas Rojas

TEMPERATURA SUPERFICIAL

TIPO ESPECTRAL

LUMINOSIDAD (UNIDADES SOLARES)

Líneas de radio constante

La mayoría son estrellas enanas de secuancia principal

Radios EstelaresRadios Estelares

Diagrama HDiagrama H--R: R: 100 100 estrellas más brillantesestrellas más brillantes

(con distancia conocida) Gigantes azulesGigantes rojas

Estrellas con R > RE

No hay estrellas enanas porque hay sesgo por brillo.

Diagrama HDiagrama H--RR

Las estrellas se localizan en grupos definidos.

Para una T no puede tener cualquier L

L

MVObservacional

Teóricotener cualquier L

Las zonas se relacionan con la fase evolutiva en la que se encuantran las estrellas.

Tef

B-V

O B A F G K M

aumenta

Teórico

Diagrama HDiagrama H--R:R:estrellas Hiparcos (estrellas Hiparcos (1000 1000 pc)pc)

Secuencia Principal:Banda diagonal, desde estrellas brillantes calientes hasta débiles y frías:Tef= Tsup [30,000-3,000 k] factor 10

2000 estrellas m<12

La mayoría de las estrellas en el cielo.

Luminosidad: 10-4 - 104 LE

Radios: 0.1 – 10 RE

8 órdenes de magnitud

2 órdenes de magnitud

Diagrama HDiagrama H--R:R:estrellas Hiparcosestrellas Hiparcos

Secuencia Principal:Banda diagonal, desde estrellas brillantes calientes hasta débiles y frías:Tef= Tsup [30,000-3,000 k] factor 10

rarascomunes

La mayoría de las estrellas en el cielo.

Luminosidad: 10-4 - 104 LE

Radios: 0.1 – 10 RE

Diagrama HDiagrama H--R: MasasR: Masas

Enanas

Gigantes azules

Sp M [ME] R [RE]

O3 120.0 15 O5 60.0 12B0 17.5 7.4B5 5.9 3.9A0 2.9 2.4

Enanas rojas

A0 2.9 2.4F0 1.6 1.5G0 1.05 1.3K0 0.79 0.85M0 0.51 0.60M8 0.06 0.10

Secuencia principal

Diagrama HDiagrama H--RRGigantes Rojas:estrellas frías, grandes y luminosas.

Tef= Tsup [4,000-3,000 k]

Luminosidad: 102 - 103 LE

Radios: 10 – 40 RE

Masas: 1 – 1.2 ME

Super Gigantes Rojas:Tef= Tsup [6,000-3,000 k] Luminosidad: 103 - 105 LE

Radios: 30 – 800 RE Masas: 10-20 ME

Diagrama HDiagrama H--RREnanas Blancas:estrellas calientes, muy pequeñas y poco luminosas.

Tef= Tsup [35,000-6,000 k]

Luminosidad: 0.1-10-4 LE

Masas: 0.17 – 1.33 ME (0.6ME)

Radios: 0.008 -0.02 RE

R⊕ ~ 0.009 RE

ClasesClases de de luminosidadluminosidad

I – Super gigantesIa – luminosasIb – menos luminosas

II – gigantes brillantes

III – gigantes

IV – Subgigantes

V – EnanasSecuencia principal

MV

Hiper gigantes

Super gigantes

Gigantes

SubGigantesSecuencia Principal

Gigantes Luminosas

MV

Tipo espectral

Enanascafés

Enanas blancas

EnanasrojasSub enanas

enanasSecuencia Principal

FINFIN