AS 42A: Astrofísica de Galaxias Clase #1 Profesor: José Maza Sancho 5 Marzo 2007 Profesor: José Maza Sancho 5 Marzo 2007

Profesores del curso: Dr. Mario Hamuy Wackenhut: Introducción a la Cosmología Dr. José Maza Sancho: Introducción a astrofísica de galaxias. Ayudante: ??? Profesores del curso: Dr. Mario Hamuy Wackenhut: Introducción a la Cosmología Dr. José Maza Sancho: Introducción a astrofísica de galaxias. Ayudante: ???

Bibliografía “An Introduction to Galaxies and Cosmology” Mark Jones & Robert Lambourne, Cambridge University Press, “Galaxies in the universe” Linda Sparke & J. Gallagher, Cambridge University Press, “Galaxies: Structure and Evolution” R. Tayler, Cambridge University Press, “Galaxies and Galactic Structure” Debra Elmegreen, Prentice Hall, “Astrophysics II: Interstellar matter & Galaxies” Richard Bowers & Terry Deeming, Jones & Bartlett Publishers, “An Introduction to Galaxies and Cosmology” Mark Jones & Robert Lambourne, Cambridge University Press, “Galaxies in the universe” Linda Sparke & J. Gallagher, Cambridge University Press, “Galaxies: Structure and Evolution” R. Tayler, Cambridge University Press, “Galaxies and Galactic Structure” Debra Elmegreen, Prentice Hall, “Astrophysics II: Interstellar matter & Galaxies” Richard Bowers & Terry Deeming, Jones & Bartlett Publishers, 1984.

Introducción: Las galaxias son grandes conglomerados de estrellas que contienen desde 10 6 hasta estrellas. El Universo está lleno de miles de millones de galaxias que se agrupan en cúmulos que contienen desde unas pocas docenas hasta varios miles de galaxias. Las galaxias son grandes conglomerados de estrellas que contienen desde 10 6 hasta estrellas. El Universo está lleno de miles de millones de galaxias que se agrupan en cúmulos que contienen desde unas pocas docenas hasta varios miles de galaxias.

Se define la LUMINOSIDAD de una estrella como la cantidad de energía que emite por unidad de tiempo. A una distancia “d” de una estrella se define el flujo como la cantidad de energía recibida por cm 2 por segundo. Se define la LUMINOSIDAD de una estrella como la cantidad de energía que emite por unidad de tiempo. A una distancia “d” de una estrella se define el flujo como la cantidad de energía recibida por cm 2 por segundo.

El flujo que recibimos del Sol se llama la constante solar y corresponde a 2 calorías por cm 2 por minuto. Unidad astronómica de distancia: kilómetros Luminosidad solar: El flujo que recibimos del Sol se llama la constante solar y corresponde a 2 calorías por cm 2 por minuto. Unidad astronómica de distancia: kilómetros Luminosidad solar:

Luminosidades estelares Las luminosidades de las estrellas están comprendidas en un amplio rango:

Masas estelares Masa solar: M o = 2x10 33 gramos M o = masas terrestres (M  ) M  = 5,98x10 27 gr. Masas estelares: Masa solar: M o = 2x10 33 gramos M o = masas terrestres (M  ) M  = 5,98x10 27 gr. Masas estelares:

Radios estelares R o = km Radios estelares: R o = km Radios estelares:

Radio angular del Sol = 961  Diámetros angular del Sol =  Distancia a la estrella más cercana = U.A. Diámetro angular del sol a U.A / = 0,007  ES MUY DIFICIL MEDIR DIAMETROS ESTELARES. Radio angular del Sol = 961  Diámetros angular del Sol =  Distancia a la estrella más cercana = U.A. Diámetro angular del sol a U.A / = 0,007  ES MUY DIFICIL MEDIR DIAMETROS ESTELARES.

TEMPERATURAS DE FOTÓSFERAS ESTELARES Temperatura fotosférica del Sol: K

Luminosidad  SB = constante de Stefan-Blotzman  SB = 5,67 x W m -2 K -4 = 5,67 x erg cm -2 K -4  SB = constante de Stefan-Blotzman  SB = 5,67 x W m -2 K -4 = 5,67 x erg cm -2 K -4

Temperatura efectiva Se define la temperatura efectiva de una estrella como la temperatura que debe tener un cuerpo negro que emita, por unidad de superficie, lo mismo que la estrella.

FLUJO Para un cuerpo negro:

Ley de Wien 1 Å = 1 Angstrom = cm = m Para el Sol T  K max = 2,9/5.800 = 5x10 -4 mm = Å 1 Å = 1 Angstrom = cm = m Para el Sol T  K max = 2,9/5.800 = 5x10 -4 mm = Å

Espectros estelares Hacia fines del siglo XIX, en el Observatorio de Harvard, se desarrolló un sistema de clasificación de espectros estelares. Se clasificaron las estrellas de acuerdo con la intensidad de las líneas de Balmer. Luego tuvieron que re-ordenar la secuencia para hacerla compatible con una secuencia de temperaturas. O, B, A, F, G, K, M Hacia fines del siglo XIX, en el Observatorio de Harvard, se desarrolló un sistema de clasificación de espectros estelares. Se clasificaron las estrellas de acuerdo con la intensidad de las líneas de Balmer. Luego tuvieron que re-ordenar la secuencia para hacerla compatible con una secuencia de temperaturas. O, B, A, F, G, K, M

Casi estrellas fueron clasificadas en el catálogo Henry Draper (HD). Cada tipo espectral se sub-divide en diez pares, de 0 a 9 (ejemplo: el Sol es G2). O, B, A: estrellas tempranas G, K, M estrellas tardías Casi estrellas fueron clasificadas en el catálogo Henry Draper (HD). Cada tipo espectral se sub-divide en diez pares, de 0 a 9 (ejemplo: el Sol es G2). O, B, A: estrellas tempranas G, K, M estrellas tardías

Estrellas O: T > K líneas de HeII y CIII Estrellas B: < T < líneas de HeI Estrellas A: < T < serie de Balmer alcanza su máxima intensidad Estrellas F: < T < Balmer en declinación, metales ionizados Estrellas O: T > K líneas de HeII y CIII Estrellas B: < T < líneas de HeI Estrellas A: < T < serie de Balmer alcanza su máxima intensidad Estrellas F: < T < Balmer en declinación, metales ionizados

Estrellas G: < T < metales ionizados  metales neutros  líneas H & K del CaII muy prominentes banda G del CH en 4300 Å Estrellas K: < T < líneas de metales neutros TiO Estrellas M: < T < bandas moleculares TiO (óxido de Titanio) y VO (óxido de Vanadio) Estrellas G: < T < metales ionizados  metales neutros  líneas H & K del CaII muy prominentes banda G del CH en 4300 Å Estrellas K: < T < líneas de metales neutros TiO Estrellas M: < T < bandas moleculares TiO (óxido de Titanio) y VO (óxido de Vanadio)

El espectro de una galaxia es una mezcla de diferentes clases de estrellas. En el azul el espectro está dominado por las estrellas A, F y G. En el rojo por las K y las M. Las estrellas O y B son muy poco abundantes para dominar el especto de una galaxia. Los espectros estelares contienen información acerca de la temperatura fotosférica, de la composición química y también acerca de la gravedad superficial. El espectro de una galaxia es una mezcla de diferentes clases de estrellas. En el azul el espectro está dominado por las estrellas A, F y G. En el rojo por las K y las M. Las estrellas O y B son muy poco abundantes para dominar el especto de una galaxia. Los espectros estelares contienen información acerca de la temperatura fotosférica, de la composición química y también acerca de la gravedad superficial.

Mayor gravedad superficial implicará mayor densidad electrónica y por efecto Stark, un ensanchamiento de las líneas. Hay estrellas gigante y enanas. Las enanas tienen alta gravedad superficial y líneas anchas. Las gigantes tienen baja gravedad superficial y líneas angostas. Mayor gravedad superficial implicará mayor densidad electrónica y por efecto Stark, un ensanchamiento de las líneas. Hay estrellas gigante y enanas. Las enanas tienen alta gravedad superficial y líneas anchas. Las gigantes tienen baja gravedad superficial y líneas angostas.

Donde:   5 para M  M o   3,9 para M o  M  10 M o y para 10 M o  M Donde:   5 para M  M o   3,9 para M o  M  10 M o y para 10 M o  M

Enanas Blancas R ~ 0,01 R o ~ R  En un sentido estricto las enanas blancas son remanentes estelares no estrellas, pues no generan energía  EB ~ 10 6  o  o ~ 1,4 gr cm -3  EB ~ 10 6 gr cm -3 R ~ 0,01 R o ~ R  En un sentido estricto las enanas blancas son remanentes estelares no estrellas, pues no generan energía  EB ~ 10 6  o  o ~ 1,4 gr cm -3  EB ~ 10 6 gr cm -3

Tiempo en la secuencia principal: Como L ~ M 3,5  ~ M -2,5 Tiempo en la secuencia principal: Como L ~ M 3,5  ~ M -2,5