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ASTROFISICA Javier de Lucas. Son esferas de gas que producen enormes cantidades de energía en procesos de fusión nuclear. La estrellas cumplen con un.

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Presentación del tema: "ASTROFISICA Javier de Lucas. Son esferas de gas que producen enormes cantidades de energía en procesos de fusión nuclear. La estrellas cumplen con un."— Transcripción de la presentación:

1 ASTROFISICA Javier de Lucas

2 Son esferas de gas que producen enormes cantidades de energía en procesos de fusión nuclear. La estrellas cumplen con un ciclo de vida se forman en las nubes de gas y polvo que existen entre las estrellas (medio interestelar) nacen al iniciar la fusión nuclear, cuando 4 núcleos de H se transforman en uno de helio tendrán una vida, cuya duración dependerá principalmente de cual fue su masa inicial mueren de diversas maneras, regresando gran parte de su masa (ahora más rica en elementos pesados) al medio interestelar.

3 Distancia Velocidad Color Tamaño Temperatura Masa Densidad Presión Tipo espectral Composición química Edad Brillo Fuentes de energía Variabilidad Asociación con otras estrellas: Binarias Cúmulos

4 MAS PREGUNTAS ¿Dónde nacen las estrellas? ¿Cómo se forman? ¿Cuánto tiempo viven? ¿Cómo evolucionan? ¿Cómo terminan sus vidas? ¿Cuántas estrellas existen? ¿Cuántas tienen planetas? ¿Existe vida fuera de nuestro planeta?

5 Distancia a Las Estrellas La técnica mas directa para medir distancias a las estrellas es la de paralaje. Se efectúan observaciones del campo de la estrella, cuando la Tierra se encuentra en posiciones opuestas de su órbita alrededor del Sol. p Estrellas de fondo (más lejanas) d parsecs = 1 arcsec / P arcsec, Donde P arcsec es el ángulo de paralaje medido en segundos de arco. El resultado d parsec es la distancia en parsecs.

6 Método de la Paralaje

7 El primero en observar el paralaje y utilizarlo para medir distancias a las estrellas. En 1838 descubre que la estrella 61 del Cisne tiene un paralaje de (el valor correcto es 0.292), por lo que se encuentra a 10 años luz del Sol. Un parsec equivale a 3.2 años luz de distancia. Friederich Bessel ( ) El más grande y glorioso triunfo que ha experimentado la Astronomía práctica John Hershell Puso por primera vez nuestras ideas sobre el Universo sobre una base sólida Heinrich Olbers

8 Es famoso por descubrir a Sirio B, la compañera de Sirio (enana blanca, la primera estrella compacta en ser descubierta). En matemáticas son sumamente conocidas las funciones de Bessel, que encontró por primera vez en sus estudios sobre perturbaciones planetarias. Estudios geodésicos de arcos meridianos, que le permitieron encontrar que la elipticidad de la Tierra es de aproximadamente 1/299. Estudió las perturbaciones producidas sobre Urano por un planeta desconocido (Neptuno), pero murió antes de concluir sus cálculos. Otras contribuciones de Bessel

9 Hasta hace pocos años, el método del paralaje se utilizaba para medir distancias a estrellas que están relativamente cerca (a menos de 50 pc). Hoy en día, gracias a la nave Hipparco, conocemos distancias, brillos, colores y velocidades de más de estrellas que se encuentran a distancias muy superiores a los 100 parsecs.

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11 El color de una estrella, caracterizada por la longitud de onda en la cual emite la mayor cantidad de radiación, está relacionado con la temperatura, a través de la Ley de Wienn. λ max = 0.29 cm / T(ºK), Donde λ max es la longitud de onda a la cual emite la máxima radiación, y T es la temperatura (superficial) del cuerpo negro en grados Kelvin.

12 Para el Sol, T(ºK) = 5800, por lo que la ley de Wienn nos indica que: λ max = 0.29 cm / 5800 = = 5x10 -5 cm = 5000Å Que se localiza entre los colores amarillo y verde del espectro electromagnético. ¿De qué color es el Sol?

13 La Ley del Cuerpo Negro de Planck

14 Espectro del Cuerpo Negro de Planck

15 Ley de Stefan Boltzmann La luminosidad de una estrella, se define como la energía que emite por segundo de tiempo. La ley de Stefan Boltzmann, nos dice que L depende del área y de la temperatura. L = 4πR 2 σT 4, donde σ=5.67x10 -5 erg cm -2 s -1 K -4 es la constante de Stefan Boltzmann y R es el radio de la estrella.

16 Para el caso del Sol tenemos: T = 5800K R = 6.96x10 10 cm. Substituyendo en la ecuación anterior, L = 4π(5.67x10 -5 )(6.96x10 10 ) 2 (5.8x10 33 ) 4 erg/s L = 3.9x10 33 erg/s

17 Ley Inversa del Cuadrado A=4πR 2 R 2R 3R S I I/4 I/9 I = S/(4πR 2 ) Esta ley nos dice como se diluye la luz con la distancia

18 A la cantidad de energía que recibimos del Sol por unidad de área y por unidad de tiempo se le conoce como la constante solar. Podemos calcularla si conocemos la luminosidad del Sol y aplicamos la ley inversa del cuadrado para la distancia a la que se encuentra la Tierra desde el Sol. Como vimos anteriormente, la luminosidad solar es: L = 3.9 x ergs/seg, es decir, 4x10 26 W.

19 La constante solar viene dada por: L/(4πR 2 ), la cual resulta ser: 1400 W por cada m 2 de superficie terrestre. La principal fuente de energía en la Tierra proviene del Sol. Los vientos, la evaporación del agua de mar, la fotosíntesis, el petróleo, etc., tienen su verdadero origen en la energía que se genera en el interior del Sol, al unirse 4 átomos de hidrógeno para formar uno de helio.

20 Diferentes Tipos de Espectro Continuo Líneas de emisión Líneas de absorción

21 Lyman Balmer Pashen Bracket E(ev) Niveles de Energía del Átomo de Hidrogeno n = 1 n = 2 n = 3 n = infinito E=13.6 Energía de ionización = 13.6 ev λ = 912 Å εδγβα δγβα Pfund

22 SALTOS ELECTRONICOS

23 SALTOS ELECTRONICOS

24 Clasificación Espectral de las Estrellas Hay muchas maneras en que se pueden clasificar las estrellas: respecto al color, la temperatura, el brillo, la masa, etc. Sin embargo, el espectro de las estrellas ha demostrado ser una de las más útiles. Entre los años 1880 y 1920, se tomaron espectros de miles de estrellas. En dicho trabajo destacó la aportación de un buen número de astrónomas que del Observatorio de Harvard (notablemente, Annie Jump Cannon). Denominaron tipo A a las estrellas con las líneas más prominentes de hidrógeno, Con B a las que le siguen, etc. La clasificación terminaba en la letra P.

25 Clasificación Espectral de las Estrellas En los años 20, a medida que se alcanza una mejor comprensión sobre la naturaleza de las estrellas, se descubre que tiene más sentido clasificar a las estrellas de acuerdo con su temperatura superficial. De esta forma, la clasificación espectral comienza con las estrellas más calientes, que corresponden a la letra O en la clasificación de Harvard. La secuencia de la clasificación espectral moderna es O, B, A, F, G, K, M.

26 Recurso mnemotécnico para recordar el orden de las letras utilizadas en la clasificación espectral.

27 ORDEN ESTELAR O Be a Fine Girl Kiss Me Right Now Sweet O Be a Fine Guy Kiss Me Right Now Sweet Oh Buy A Fine Green Kilo Man (Berkeley, 60s) On Bad Afternoons Fermented Grapes Keep Mrs. Richard Nixon Smiling (Caltech, 80s) Only Boys Accepting Feminism Get Kissed Meaningfully. Oh Backward Astronomer, Forget Geocentricity; Kepler's Motions Reveal Nature's Simplicity

28 Annie J. Cannon Henrietta Leavitt

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30 Clasificación Espectral

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33 La Relación entre el Estado de Ionización y la Clasificación Espectral

34 Espectro de Fraunhofer

35 El Diagrama de Hertzsprung Russell La importancia de la clasificación espectral se debe a que existe una relación directa entre ésta y el brillo (luminosidad o magnitud) de una estrella. Los primeros en encontrar esta relación fueron los astrónomos: Ejnar Hertsprung (danés) y Henry Norris Russell (norteamericano). H y R se dieron cuenta que si se grafica la temperatura, el color, o la clasificación espectral en el eje horizontal, y el brillo en el vertical, más del 90% de las estrellas quedan contenidas en una banda diagonal muy estrecha. También observaron, que las estrellas gigantes, las super- gigantes y las enanas, ocupan regiones muy separadas dentro de este diagrama. El diagrama HR, como se le conoce actualmente, es sumamente útil para estudiar la evolución de las estrellas.

36 Diagrama HR (Hertzsprung Russell) Para Estrellas en la Vecindad Solar.

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38 LUMINOSIDAD ESTELAR

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42 Datos del Satélite Hiparco

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44 Relación Masa-Luminosidad de las Estrellas

45 Los astrónomos Morgan y Keenan, añadieron a la clasificación espectral de Harvard, la luminosidad de las estrellas. Esto permite evitar muchas confusiones en la clasificación. IaSupergigantes más luminosas IbSupergigantes menos luminosas IIGigantes luminosas IIIGigantes normales IVSubgigantes VSecuencia principal (enanas)

46 Sistema Binario de Castor

47 Sistema Binario de Sirio

48 Movimiento del Sistema de Sirio

49 C.M M1M1 M2M2 R2R2 R1R1 R i es la distancia a la estrella con masa m i medida desde el centro de masa C.M. del sistema. Por definición de C.M., M 1 R 1 =M 2 R 2. Por la 3 a Ley de Kepler, M = R 3 /P 2,donde M=M 1 +M 2 (en masas solares), R=R 1 +R 2 (en A.U) y P es el periodo (en años terrestres). La Masa de las Estrellas Para el Sistema binario de Sirio tenemos:R= 20.0 A.U, P=50 años. La 3 a Ley de Kepler nos da: M = 3.2 M sol. Y como R 2 /R 1 =2, M 1 /M 2 =2. Entonces M 1 +M 2 =M 1 +M 1 /2= 3.2 M sol. Y M 1 = 3.2 M sol /1.5 = 2.13 M sol y M 2 = 1.07M sol. La estrella 2 es una enana blanca.

50 También sabemos que la luminosidad (energía radiada por unidad de tiempo) del Sol es muy grande L=3.9x10 33 erg/s. La pregunta es ¿Cómo se genera la energía en el Sol y en el resto de las estrellas? ¿Cómo puede brillar por tanto tiempo?. Sabemos que el Sol ha estado brillando (con casi la misma intensidad), 4500 millones (4.5x10 9 años).

51 Durante algún tiempo se pensó que la energía de las estrellas proviene de la conversión de energía potencial (mecánica), en calor y radiación, en el proceso de contracción de una estrella. Pero, la energía total que podría disiparse por ese mecanismo sólo mantendría la luminosidad solar por menos de 10 millones de años. Este fue la conclusión de Kelvin y Helmholtz.

52 La explicación al problema de la producción de energía en la estrellas fue resuelto en este siglo. La primera clave para la explicación es, la famosa ecuación de Einstein que relaciona a la materia y la energia: E = m c 2. Los detalles sobre el mecanismo, solo pudieron lograrse gracias a los avances de la Física Nuclear. Ahora sabemos que es la fusión nuclear, la responsable de que brillen las estrellas.

53 H H H H He 4M H – M He = ΔM = 0.7% x masa de la estrella. E = Δmc 2 Para el Sol, ΔM = 2.0x10 33 gr. Como L=E/T, T=E/L, el tiempo total que durará el Sol será de años

54 Fusión Nuclear: La Fuente de energía de las Estrellas. Cadena Protón-Protón Nótese lo lento de este proceso

55 1 H + 1 H 2 H + positrón (e + ) + neutrino (v) 2 H + 1 H 3 He + rayo gamma (γ) 3 He + 3 He 4 He + 1 H + 1 H Es la cadena dominante en el Sol. Es decir, la mayor parte de la energía que se produce en el Sol es debida a esta reacción.

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57 12 C + 1 H 13 N + y 13 N 13 C + (e + ) + v (decaimiento ß+) 13 C + 1 H 14 N + y 14 N + 1 H 15 O + y 15 O 15 N + (e + ) + v (decaimiento ß+) 15 N + 1 H 12 C + 4 He El carbón actúa como catalizador en esta reacción. Es la cadena dominante en producción de energía para estrellas más masivas que el Sol (mayor que 1.1 masas solares).

58 Cadena Nuclear Dominante Como Función de la Masa

59 3 4 He 12 C ( α) no es otra cosa más que un núcleo de helio ( 4 He), sumamente importante en el inicio del proceso de construcción de los elementos pesados en las estrellas. Se le llama así, porque la partícula alfa ( α) no es otra cosa más que un núcleo de helio ( 4 He), sumamente importante en el inicio del proceso de construcción de los elementos pesados en las estrellas.

60 56 Fe Máxima estabilidad

61 Formación Estelar Las estrellas nacen en nubes de gas y polvo. La nebulosa de Orión es un ejemplo de estas.

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64 M 20

65 Imagen en el infrarrojo de la Nebulosa de Kleinmann- Low (KL Orión), donde existe una intensa formación estelar. Nótense los fuertes vientos producidos por nuevas estrellas.

66 Las Primeras Etapas de la Vida de las Estrellas. Los objetos T Tauri Sistema binario librándose de su material Se aprecia disco de acreción y chorros

67 Imagen IR tomada por NICMOS (en el HST), de una de las estrellas más brillantes de la Vía Láctea. Tiene 100 veces más masa que el Sol, y brilla como 10 millones de Soles. La estrella no se observa en el visible, ya que se encuentra muy cerca del centro galáctico.

68 M 16

69 13 C + 4 He 16 O + n 17 O + 4 He 20 Ne + n 21 Ne + 4 He 24 Mg + n En el interior de las estrellas, cuando la abundancia del helio es suficientemente alta, empiezan a producirse núcleos cada vez más pesados.

70 La respuesta depende de cual es la masa final de la estrella. En muchos casos, esto a su vez depende en cual es la masa inicial de la estrella. Las estrellas que al final de su vida tienen una masa menor que 1.4 masas solares (masa límite de Chandrasekhar), terminan siendo enanas blancas. Previamente pasan por su etapa de nebulosa planetaria.

71 Muerte de estrellas como el Sol. Nebulosa Planetaria M57

72 Nebulosa Planetaria M27

73 NGC7009

74 Las estrellas que al fin de su vida poseen una masa superior a la de Chandrasekhar, no pueden ser enanas blancas. Estas explotan en un proceso conocido como supernova, en el cual la estrella enriquece al medio ambiente con núcleos más pesados. Del núcleo de la estrella puede formarse una estrella neutrónica (que a veces puede como un pulsar). Si la masa final es superior a las 9 masas solares, se forma un agujero negro.

75 Fe Si O C He H

76 Una estrella de 20 masas solares dura 10 millones de años quemando hidrógeno en su núcleo (secuencia principal), 1 millón de años quemando el He, 300 años el carbono, 200 días el oxígeno y tarda sólo 2 días en consumir el silicio. La explosión de la supernova es inminente. 56 Fe + γ 13 4 He + 4n 4 He + γ 2 H +2n

77 La muerte de la Estrellas muy masivas Remanente de la Supernova 1987a

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81 Las estrellas se asocian en sistemas binarios, en grupos de unas cuantas estrellas, en cúmulos abiertos (conocidos también como galácticos) y en cúmulos globulares. Estos a su vez constituyen una parte de lo que es una galaxia. Las galaxias mismas se asocian en cúmulos y los cúmulos en supercúmulos.

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83 Hyades (Cúmulo Abierto)

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86 The images of the Hyades, Pleiades, and Praesepe are to scale and are copyrighted by Till Credner (Max-Planck-Institut fur Aeronomie) and Sven Kohle (Astronomical Institutes of the University Bonn).

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102 CATALOGO MESSIER

103 FIN DE LA PRESENTACION JAVIER DE LUCAS LAS ESTRELLAS


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