Astronomia estelar introducci n
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ASTRONOMIA ESTELAR Introducción. CARRERA LICENCIATURA EN FÍSICA, MENCION ASTRONOMIA NOMBRE DE LA ASIGNATURA ASTRONOMIA ESTELAR PERIODO 6º SEMESTRE

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ASTRONOMIA ESTELAR Introducción

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Presentation Transcript


Astronomia estelar introducci n

ASTRONOMIA ESTELARIntroducción


Astronomia estelar introducci n

CARRERA LICENCIATURA EN FÍSICA, MENCION ASTRONOMIA

NOMBRE DE LA ASIGNATURA ASTRONOMIA ESTELAR

PERIODO 6º SEMESTRE

Nº DE HORAS SEMANALES 3,0 HORAS

CREDITOS 9,0 CREDITOS

TOTAL HORAS SEMESTRALES 54 CREDITOS

MODALIDAD TEORICO

PRERREQUISITOS FÍSICA CONTEMPORANEA

OBJETIVOS

El objetivo de este curso es presentar a los estudiantes los conceptos físicos más importantes sobre la radiación y los estados de la materia, la formación y evolución de las estrellas y sus estados finales. Se busca entregar a los estudiantes herramientas tanto teóricas como observacionales para iniciar proyectos de investigación en el área de astrofísica estelar.


Astronomia estelar introducci n

Unidad I

- Datos básicos de las estrellas

- El Sol: La estrella más cercana

- Estrellas variables y tipos estelares especiales

Unidad II

- Transporte radiactivo

- Teoría del coeficiente de absorción de línea

- Absorción continua

Unidad III

- Atmósferas estelares

- Modelos de la atmósferas

Unidad IV

- Generación de energía termonuclear

- Estructura interna de las estrellas

- Evolución estelar

Unidad V

- Estados finales de la evolución estelar

- Actividad en el Sol y las estrellas

- Rotación de las estrellas.


Astronomia estelar introducci n

METODOS DE ENSEÑANZA

Clases teóricas, apoyadas por pagina Web especifica para el curso, con ilustraciones, ejercicios y animaciones.

METODOS DE EVALUACIÓN

Dos Pruebas parciales y un examen final.

BIBLIOGRAFÍA

- Bowers y Deeming: Astrophysics I, The Stars, Jones and Bartlett Publ., Inc., 1984 (indica el nivel del curso).

  • Harwit: Astrophysical Concepts, Springer-Verlag, 1988

  • Schatzman y Praderie: The Stars, Springer-Verlag, 1992

    - Kitchin: Stars, Nebulae and the Interstellar Medium, Adam Hilger, 1987

    - Bohm-Vitense: Introduction to Stellar Astrophysics, Vol. 1-3, Cambridge University Press, 1989.

    - Gray: Stellar Photospheres, Observation and Analysis, Wiley, 1973


Distancias

DISTANCIAS


Radar

Radar

  • Distancias en el sistema Solar.

  • Se trata de una técnica que consiste en emitir al espacio ondas de radio muy cortas ("microondas"), del tipo de las que se utilizan en radar; las ondas rebotan en el planeta y vuelven a ser captadas y detectadas en la Tierra. Las microondas se desplazan a una velocidad que se conoce con gran exactitud; el lapso del tiempo transcurrido entre la emisión y la recepción también se puede medir con precisión.

  • En 1961 se recibieron microondas reflejadas por Venus.

  • 1km error.

  • Esta verificado con naves espaciales:


Magnitudes

MAGNITUDES

La escala de luminosidad en Astronomía se define de manera logarítmica, usando la proporcionalidad:

El flujo de energía emitido por una estrella está dado en función de su luminosidad y su radio así:

La escala logarítmica de luminosidad es inversa, de manera que los objetos más brillantes tienen magnitudes menores que los objetos menos brillantes.

Definimos la magnitud absoluta como la magnitude de una estrella ubicada a 10 pc de distancia.

Así, para el Sol tenemos:

La absorción interestelar se debe incluir como otro parámetro en la ecuación que relaciona magnitudes absolutas y distancias.


Paralajes fotom tricas y espectrosc picas

Paralajes Fotométricas y Espectroscópicas

Cuando las estrellas están más lejos y su paralaje es tan pequeña que no se puede medir, usamos mediciones indirectas basadas en el conocimiento de los tipos espectrales o la fotometría de esas estrellas.

  • Ciertos tipos de estrellas tienen el brillo bien determinado, y pueden ser usados como indicadores de distancias. Las más útiles son als estrellas pulsantes RR Lyrae y Cefeidas. Usando sus curvas de luz se puede encontrar una relación muy precisa entre los períodos y las luminosidades de estas estrellas.

  • Estrellas pulsantes P - L Curvas de luz


Espectros estelares

ESPECTROS ESTELARES

Las estrellas en una primera aproximación pueden ser descriptas como cuerpos negros de determinado radio y temperatura. Un cuerpo negro emite un espectro contínuo de energía.

Radiación de cuerpo negro:

Cuando la longitud de onda tiende a infinito, tenemos la ley de Rayleigh-Jeans, válida en general para el infrarojo:

El máximo de esa función, donde el cuerpo negro emite la mayor cantidad de energía, depende sólo de la temperatura, y está dado por la ley del desplazamiento de Wien:

Relaciones entre la luminosidad, radio y flujo de un cuerpo negro.


Ndices de color clasificaci n espectral

ÍNDICES DE COLOR CLASIFICACIÓN ESPECTRAL:

La corrección bolométrica es la diferencia entre el espectro integrado y el espectro en un solo filtro, y se expresa:

Existe una relación clara entre colores fotométricos de las estrellas y su Teff.

El tipo espectral de una estrella depende principalmente de dos parámetros: Teff , L.

Las líneas presentes en los espectros corresponden a los distintos elementos presentes en la atmósfera de las estrellas, y tienen un ancho natural debido a las características atómicas.

Ensanchamiento de líneas: intrínseco, rotacional, turbulencia.

Algunas estrellas exhiben líneas asimétricas, que son debidas a movimientos macroscópicos del gas (por ejemplo la estrella P Cyg, que da nombre a los perfiles de líneas de tipo P Cyg. Absorción vs Emisión de líneas.


Clasificaci n espectral

CLASIFICACIÓN ESPECTRAL

Si los átomos del gas que absorve están en movimiento, la absorción se realiza en una longitud de onda distinta.

Por lo tanto, átomos de distintas velocidades producen una absorción de línea. Las alas de esas líneas dependen del estado de los átomos en el gas que absorve, y se pueden usar como barómetros - termómetros, para medir la presión o temperatura del gas.

Las atmósferas de distintas estrellas son diferentes. En particular, las estrellas gigantes tienen atmósferas muy extendidas, mientras que las estrellas enanas poseen atmósferas más delgadas. Esto también se refleja en el perfil de las líneas.

El perfil de línea es en general el resultado de la convolución de gaussiana con una lorentziana, lo que se denomina perfil de Voigt.


Determinaci n de masas

DETERMINACIÓN DE MASAS

  • Medidas directas en binarias: De la tercera ley de Kepler se tiene:

    P es medido, pero necesitamos calcular a distancia errores .

  • Además debemos conocer la órbita absoluta de una estrella al menos con respecto a las estrellas fijas binarias visuales.

  • Existe una relación entre la masa M y la luminosidad L de una estrella:

  • Relación M-L: (sólo para estrellas MS)


Radios estelares

RADIOS ESTELARES

Las estrellas son distantes, y la proyección de sus radios en el cielo es:

Dadas que son tan importantes, las mediciones de radios estelares se realizan usando distintas técnicas:

Interferometría, estrellas binarias, ocultaciones, flujo infrarojo.

Para estrellas binarias eclipsantes, tenemos las siguientes relaciones de los eclipses:

Durante el contacto exterior :


Diagrama hertzsprung russell

DIAGRAMA HERTZSPRUNG-RUSSELL

El diagrama H-R también se conoce como Diagrama Color - Magnitud grafica magnitudes o luminosidad de las estrellas vs colores o temperaturas. este gráfico es muy importante, porque nos permite relacionar parámetros físicos con las observaciones de las estrellas.

Teoría Observación

Para conocer las magnitudes absolutas o luminosidades de las estrellas necesitamos conocer sus distancias, usando:

La medición de distancias es importante en Astronomía, y le mejor fuente disponible al presente es el catálogo de la misión Hipparcos. Este fué un satélite astrométrico de la Agencia Espacial Europea ESA, que durante un par de años midió paralajes muy precisas de estrellas cercanas (con D<500 pc).

Hipparcos.

Además, para conocer las luminosidades necesitamos las correcciones bolométricas para cada estrella, dada por:

Para ello usamos los datos solares como referencia.


Diagrama hertzsprung russell1

DIAGRAMA HERTZSPRUNG-RUSSELL

ABSORCIÓN INTERESTELAR:

La luz de las estrellas se extingue y se enrojece debido a la absorción de polvo interestelar. La relación entre el color intrínseco de la estrella y su color observado es:

B - V = (B- V)0 + E(B- V)

Donde E(B- V) es el enrojecimiento, y la extinción es:

En general, la relación entre el color B-V t la temperatura de color para estrellas de la Secuencia Principal (MS) es:


Diagrama hertzsprung russell2

DIAGRAMA HERTZSPRUNG-RUSSELL

DIAGRAMA H-R: Definimos el diagrama H-R, que veremos en detalle más adelante.

Secuencia principal a enanas, subenanas.

Gigantes , supergigantes.

Enanas blancas.

Enanas marrones.

Pre-secuencia principal.


Diagrama hertzsprung russsell

Diagrama Hertzsprung Russsell


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