Instituto de Física - Dpto. de Astronomía

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

1 Instituto de Física - Dpto. de Astronomía
Ciencias de la Tierra y el Espacio, 2003. ESTRELLAS Dr. Tabaré Gallardo Instituto de Física - Dpto. de Astronomía Facultad de Ciencias

2 Distancia, Luminosidad, Temperatura, Radio, Masa
Espectros, composición Estructura Energía Evolución Estados finales (objetos compactos) Medio interestelar y origen de las estrellas

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

4 DISTANCIAS

5 LUMINOSIDAD

6

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

8

9 El vinculo de la magnitud aparente con la distancia se obtiene a partir de la relacion flujo - distancia Magnitud absoluta M:

10 TEMPERATURAS

11 DIAGRAMA H-R

12 Comparacion de Flujo emitido

13 RADIOS

14 MASAS

15 SECUENCIA PRINCIPAL = SECUENCIA DE MASAS

16

17 ESPECTROS

18

19 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”

20

21

22

23

24 Clases de luminosidad

25 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.

26

27

28 ¿Por qué?

29 ESTRUCTURA

30 ECUACION DE EQUILIBRIO HIDROSTATICO

31 Si suponemos densidad constante:
Quién soporta esta presion? Presion del gas (peso molecular medio) Presion de radiacion (fotones) Presion de gas degenerado (electrones)

32

33 transformacion gamma - visible

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

35 SOL

36

37 Rotacion diferencial y actividad solar

38

39

40

41

42

43

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

45

46

47 Condiciones en el centro

48 ENERGIA

49

50

51 Fraccion de masa que se convierte en energia
Energia generada

52

53

54

55

56

57 Li, Be, B

58 EVOLUCION ESTELAR

59

60 Evolucion de la relacion H/He en el Sol

61

62

63

64

65

66

67

68

69

70

71

72

73

74

75 Supernova

76

77 Estrella de rayos x

78

79 Limite Openheimer-Volkov
OBJETOS COMPACTOS: NO HAY FUSION ENANA BLANCA: sostenida por la presion del gas degenerado de electrones. Enrojecimiento gravitacional. ENANA NEGRA: no emite nada. Limite Chandrasekhar ESTRELLA DE NEUTRONES: proceso URCA (Z,A)+e = (Z-1,A) + neutrino Sostenida por presion de gas degenerado de neutrones Limite Openheimer-Volkov AGUJERO NEGRO: Vescape > c (Gamma Ray Burst) Radio de Schwarzchild

80 Radiacion de Hawking

81 VARIABLES Pulsantes (G, SG): Mira, Cefeidas, Lyra
Eruptivas (binarias proximas): flares, TTauri, novas, supernovas Eclipsantes Rotantes: manchas, fuertes campos magneticos

82

83

84 FINAL DEL SOL