Temario

Al observar las estrellas (mediante su espectro electromagnético) podemos deducir que se trata
de grandes "esferas'' de material caliente (a miles de °K) y que están compuestas
principalmente de hidrógeno H y helio He. Al medir la distancia a la que se encuentran podemos
estimar, a partir de la cantidad de fotones que recibimos en las observaciones [erg s^-1
cm^-2], la luminosidad de la estrella (cantidad de energía emitida por la estrella por
unidad de tiempo [erg s^-1]) y obtener así información sobre la temperatura de la misma. Se
verá que estas observaciones junto con propiedades fotométricas de la estrella (color/clase
espectral) nos revelarán información de suma importancia para la comprensión de la evolución
estelar. Para estudiar la estructura y evolución de las estrellas, se mostrará, cómo a partir de
observaciones de las propiedades de las estrellas, conocimientos de varias ramas de la física y
técnicas matemáticas, se puede obtener un muy buen entendimiento de lo que sucede en el interior
de las mismas. Para esto será necesario estudiar los principales procesos que se llevan a cabo
en el interior de las estrellas.

1.- Propiedades observacionales de las estrellas
1.1 Luminosidad, color y temperatura superficial
1.2 El espectro de una estrella (información sobre su composición)
1.3 El diagrama Hertzsprung-Russell
1.4 Tipos de estrellas

2.- Las ecuaciones de estructura estelar
2.1 Ecuación de equilibrio hidrostático
2.2 Fuentes de energía estelar
2.3 Transporte de energía
2.4 Estabilidad convectiva y radiativa

3.- La física en el interior de la estrellas
3.1 Estructura de estrellas en secuencia principal
3.2 Evolución post secuencia principal
3.3 Etapas avanzadas y finales en la evolución de estrellas

4.- Sistemas binarios cercanos y vientos estelares
4.1 El modelo de Roche
4.2 Discos de acreción
4.3 Pérdida de masa estelar