Instituto de Física - Dpto. de Astronomía, 318

Presentación del tema: "Instituto de Física - Dpto. de Astronomía, 318"— Transcripción de la presentación:

1 Instituto de Física - Dpto. de Astronomía, 318
ESTRELLAS Andrea Sánchez, versión 2008 Instituto de Física - Dpto. de Astronomía, 318 , Basada parcialmente en presentación de T. Gallardo

2 Medio interestelar y origen de las estrellas
Temas a discutir: Distancia, Luminosidad, Temperatura, Radio, Masa Espectros composición Estructura Energía Medio interestelar y origen de las estrellas Evolución (ya sabemos el final de la película), ev = f (?) Estados finales (objetos compactos)

3 Métodos para medir las propiedades básicas de las estrellas
distancia midiendo paralaje Luminosidad (*) temperatura superficial midiendo color o (**) Radio (***) Masa sistema binario composición líneas espectrales - modelo *Wien, ¿que es el color?, **Stefan,*** efectos gravitatorios

4 DISTANCIAS

5 Definiciones útiles Movimiento propio (“/yr) : Deslazamiento en el cielo, vista desde la Tierra y corregido por paralaje. Componente transversa. Bernard’s star medida durante 22 años. Cefeidas (variables): ver foto: mayor período, mas brillante. A partir del brillo y se aplica una ley del inverso del cuadrado de la distancia. Una lamparita de 100 w que brilla 4 veces mas que otra igual, está dos veces mas cerca. Relación P-L. RRLyrae: tipo de variable pulsante que completa su período en pocos días. Razonamiento análogo a las cefeidas (P-L) Método Tully-Fisher: relación empírica entre la luminosidad de una galaxia espiral y la amplitud de su curva de rotación (‘ancho de linea espectral’ relacionado con la velocidad)

6 R R Lyrae Cefeidas: Tully - Fischer Paralaje espectroscópica

7 LUMINOSIDAD

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9 Magnitud aparente: Pogson
Se define en filtros U B V R I o bolometrica (integrada en todo el espectro) Indice de Color:

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11 Recordar para el resto de la vida !!!
El vinculo de la magnitud aparente con la distancia se obtiene a partir de la relacion flujo - distancia Magnitud absoluta M: Recordar para el resto de la vida !!!

12 TEMPERATURAS

13 DIAGRAMA H-R

14 RADIOS

15 MASAS Kepler

16 SECUENCIA PRINCIPAL = SECUENCIA DE MASAS

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18 ESPECTROS

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20 CLASIFICACION ESPECTRAL
Lineas presentes, ausentes, fuertes, debiles: Harvard (OBAFGKM) Perfil de las lineas: Yerkes (clases de luminosidad, I, II, III,IV,V) COMPOSICION QUIMICA X=fraccion de H Y=fraccion de He Z=el resto “metales”

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22 El rol de T Debilidad de H, hay poco y muchos metales ionizados?
Abundancias RELATIVAS Acá le gusto al H, clasificación histórica de Harvard Líneas moleculares Sugerencia: ir comparando con transparencia siguiente

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26 Clases de luminosidad

27 Cuando tenemos materia embebida en radiacion podemos definir:
Temperatura efectiva (L,R) Temperatura de color (UBV) Temperatura cinetica (vel) Temperatura de excitación (lineas) Equilibrio termodinamico (equilibrio fotones-materia) OPACIDAD Ejemplo: atmosfera terrestre invadida por radiacion solar e IR terrestre.

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30 ¿Por qué?

31 ESTRUCTURA

32 ECUACION DE EQUILIBRIO HIDROSTATICO

33 Si suponemos densidad constante:
¿Quién ejerce esta presion? Presión del gas (peso molecular medio) Presión de radiacion (fotones) Presión de gas degenerado (electrones)

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35 Transformacion gamma - visible

36 La OPACIDAD del medio es una medida de la dificultad que experimenta la radiacion (fotones) en atravesarlo

37 SOL

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39 Rotacion diferencial y actividad solar

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46 núcleo zona radiativa INTERIOR zona convectiva fotósfera ATMÓSFERA cromósfera corona VIENTO SOLAR

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48 ENERGIA

49 Otros ciclos de energía

50 Ciclo p - p …

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52 Fraccion de masa que se convierte en energia
Energia generada

53 Este es nuevo: CNO

54 Otro: Triple alfa

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57 EVOLUCION ESTELAR

58 Evolucion de la relacion H/He en el Sol

59 Sub-giant branch

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63 Horizontal branch El último descanso antes del final

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70 Estrellas masivas Nova Nova Persei O SN I

71 T es tan alta que se separan los p, n y e:
Y después? T es tan alta que se separan los p, n y e: fotodesintegración Sigue el colapso y… Neutronización del núcleo SN II

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73 Las estrellas de neutrones – Los púlsares …
y otra mujer víctima de la ciencia …

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75 Limite Openheimer-Volkov
OBJETOS COMPACTOS: NO HAY FUSION ENANA BLANCA: sostenida por la presion del gas degenerado de electrones. ENANA NEGRA: no emite nada. Limite Chandrasekhar Sostenida por presion de gas degenerado de neutrones Limite Openheimer-Volkov AGUJERO NEGRO: Vescape > c Radio de Schwarzchild

76 Objetivos Entender : Las propiedades básicas que ‘definen’ una estrella Concepto de magnitud aparente y absoluta Clasificación espectral (Relación TE,color, temperatura) Interpretación del diagrama HR Tipos de espectros Abundancias relativas en las estrellas Generación de energía estelar Estructura interna del Sol Evolución y etapas finales de una estrella de una masa solar

77 Consignas (NO lista de preguntas de examen) La idea es ser capaces de responder de manera autocontenida y con los términos precisos las siguientes preguntas que son indicadores tentativos de la comprensión de los temas tratados. (Ver en transparencia anterior los Objetivos) ¿Es posible estimar la temperatura, la masa, el radio, o el color de una estrella? ¿Podrías ejemplificar algún método? Ejemplo: relación M – L ¿Aplicarías el método de la paralaje para calcular la distancia a CUALQUIER estrella? ¿y Pogson? ¿Qué representan las líneas de absorción en un espectro estelar? ¿en que tipos espectrales hay líneas de emisión? ¿y moleculares? Las estrellas tipo A : ¿no tienen hidrogeno? ¿o tienen poco? ¿Por qué el Sol es amarillo? Relación TE, temperatura, color. ¿Qué significa que una estrella esté en la SP del diagrama HR? ¿Qué mecanismos de producción de energía estelar conoces? ¿Cuál es la importancia del concepto camino libre medio en el interior solar? ¿Los neutrinos son un ejemplo típico? ¿Qué es la rotación diferencial solar y su relación con las manchas solares? Ordena cronológicamente los siguientes eventos: secuencia principal – ZAMS – horizontal branch – nebulosa planetaria - flash de helio – enana blanca. ¿Entiendes que ocurre en cada caso? ¿Es lo mismo una nebulosa planetaria que una región de formación estelar? Diferencias en las curvas de luz de una supernova tipo I y II