El Sol y otras estrellas

Marzo 27: M. Lyon, B. Escobar, C. Castillo
Marzo 29: H. Herreros, P. Grifferos, G. Ibacache
Abril 3: N. Camacho, G. Wenzel, R. Sallaberry
Abril 10: P.Vildoso, M. Schöll, J.Vera
Abril 12: L. Marfán, F. Holz, N. Mertens
Noticias:
(Inscripción los jueves
al final de la clase)
Abril 17: N. Kappes, M. Fuhrmann, J.B. Puel
Abril 19: J. Celhay, P. Morandé, A. Navarrete
Abril 24: P. Güentulle, J. Arrau, G. Pérez
Abril 26: R. Gómez, F. Maturana,V. Covarrubias
Mayo 3: C. Richard
Mayo 8: A. Bustos, S. Lara, T. Rybertt
Mayo 10:V. Núñez, A. Acuña, N. Maluenda
Mayo 15: T. Hepner, M. Hasbún
Mayo 17: J. Henríquez
Mayo 22: J. Astroza, M. Mora
Mayo 24: J. Rivera
Mayo 29: A. Eyzaguirre, F. Lagos
Mayo 31:
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1
• Observaciones en Santa Martina (1450 msnm, ΔT ~ -5–10º) .
• Todos los M, J y V, saliendo del Depto de Astronomía a las 18:00.
Vuelven a San Joaquín antes de las 23:00.
• Inscripciones/consultas por email con Pedro Salas [email protected]
• En caso de suspensión por mal tiempo, se avisa por email.
Hoy cancelado
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2
Proyecto Nº2
• Entrega el 5 de junio.
• Informe y preguntas sobre la visita al Observatorio.
•
Se espera que los informes incluyan las siguientes secciones: Introducción,
Procedimiento, Datos (con tablas), Resultados, Conclusiones, más respuestas a
preguntas específicas. De este modo la evaluación puede ser buena en los
casos en que el estudiante entendió el proyecto, pero por cualquier motivo no
pudo recolectar los datos necesarios, o completar el análisis. Pueden trabajar
en grupo, pero los informes deben ser escritos en forma totalmente
independiente. Si hay preguntas consulten con los ayudantes o el profesor,
pero no lo dejen para el último momento antes de la fecha de entrega.
• http://cursos.puc.cl/fia0111-2/
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El Sol, una estrella típica
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La Fotosfera
•
Región de donde vienen los fotones que
vemos.
•
La fotosfera tiene ≈ 1/1000 Ro de
espesor.
•
Su densidad es ≈ 1/10000 la de la del
aire en nuestra atmósfera.
•
Superficie granular (convección)
– El tamaño de un gránulo es de unos
1000 km, y su centro está unos 100K
más caliente que su borde
(recordamos TBB=5800K).
•
Oscurecimiento hacia el limbo:
– El centro del disco del Sol se ve más
brillante que los bordes.
– En el centro vemos capas más
internas, más calientes.
– En los bordes vemos capas más
externas que son más frías.
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5
Radio
CaK
Neutrinos!
IR
UV
El Sol en Distintos Filtros
•
Observando en distintas longitudes de onda (óptico, IR, UV, rayos X) el Sol muestra
distintos aspectos. Por ejemplo las manchas solares son oscuras en el infrarrojo,
pero brillantes en rayos X.
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6
La Corona
•
La parte mas externa del Sol se llama corona, y se puede observar durante los eclipses totales
de Sol, cuando la Luna nos tapa el disco brillante.
•
La corona es muy extendida y difusa, con T = 1.000.000 K, emite en rayos X.
•
El aspecto de la corona es muy variable, dependiendo del ciclo de actividad solar.
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¿Por qué hay
manchas y
explosiones en
el Sol?
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Manchas Solares
•
•
•
Las manchas solares son
regiones más frías en la
superficie del Sol, de
tamaños comparables al
de la Tierra.
Siempre se encuentran de
a pares, y están asociadas
a campos magnéticos
intensos.
Duran unas pocas
semanas, y son muy
numerosas durante el
máximo de actividad
solar.
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Sunspots
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Actividad y Manchas en el Sol
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Actividad y Manchas en el Sol
•
Cada 11 años, el número de manchas crece hasta un máximo, para luego
decrecer. Este período se llama ciclo solar, y se relaciona con tormentas y
erupciones de altas energías en las capas exteriores del sol (corona). Ésas
son visibles en rayos X y líneas de emisión. Las líneas del campo magnético
se enredan debido a la rotación del Sol, y la polaridad del campo se invierte
cada 11 años. Por lo tanto, el ciclo real dura 22 años.
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Actividad y Manchas en el Sol
Las manchas solares han sido observadas por 400 años ya.
Sabemos que hay épocas en que ha habido muy pocas. Éstas
coinciden con temperaturas más bajas en la Tierra.
No se entiende todavía el origen de esta variación. Puede tener que
ver con cambios acumulativos en el campo magnético.
Year
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Actividad y Manchas en el Sol
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•
Sol quieto vs Sol activo
•
Durante el ciclo Solar, la emisión
de rayos X cambia
dramáticamente.
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Explosiones Solares
•
Las flares son explosiones gigantescas en la superficie del Sol, expulsando material (gas caliente) que
sigue las líneas del campo magnético. Estas verdaderas tormentas solares son frecuentes durante el
máximo del ciclo solar, y afectan las comunicaciones de radio en la Tierra. Las explosiones mas
grandes pueden superar los 2.000.000 km.
•
Tamaño de la Tierra
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.
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17
Explosiones Solares
•
Los campos magnéticos en la
superficie del Sol determinan
el aspecto de las explosiones
solares, como se mueve el gas
que es expulsado del Sol (y en
algunos casos que vuelve a
caer)
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FIA 0111- Astronomia
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Dante Minniti (P. U. Catolica)
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El Viento Solar
El viento solar es un viento de partículas y radiación que sopla el
Sol continuamente. Ese viento es frenado por el campo
magnético terrestre, que nos protege de sus efectos.
Las partículas del viento solar llegan a la Tierra, pero el campo
magnético de la Tierra es un escudo eficiente.
Nuestro campo magnético desvía las partículas cargadas, que
pueden caer hacia los polos, causando las auroras.
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Si el Sol dejara de hacer fusión hoy, ¿qué pasaría?
A. Sin radiación, colapsaría instantáneamente.
B. Empezaría a contraerse lentamente, pero las capas exteriores
colapsarían recién después de varios miles de años
C. Aparecería más frío inmediatamente
D. Aparecería más frío después de 8 minutos
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¿De qué
está hecho
el Sol?
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Espectro del Sol
En el Sol se observan líneas superpuestas al espectro continuo.
Están asociadas a elementos químicos.
Producidas por la absorción (o emisión) de fotones a ciertas
frecuencias.
Líneas de Fraunhofer
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Líneas Espectrales

Átomo tiene niveles de energía cuantizados.



Electrones sólo pueden orbitar el núcleo en niveles dados.
Cuando electrón salta a un nivel más bajo, emite un fotón
con la energía de ese salto, que tiene un valor preciso.
Si el átomo recibe mucha energía, electrón puede
escapar y átomo es ionizado.
Ejemplo: línea Balmer alfa (Hα)
corresponde a electrón yendo del nivel
3 al 2 en el átomo de hidrógeno. El
fotón siempre tiene 6563Å (rojo).
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El Espectro del Sol
•
•
No podemos observar el interior del Sol. El espectro que vemos proviene de su atmósfera.
El continuo espectral que observamos proviene de la fotosfera. Las líneas espectrales
que vemos son debidas a absorción de átomos y moléculas de distintos elementos en la
cromosfera, y permiten medir la composición química del Sol.
Cecilia Payne-Gaposchkin fue la primera en hacer un análisis detallado del espectro del
Sol:
– 75% H + 24% He + 1% resto
– Muy diferente a la Tierra
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Composición Química del Sol
Log del número de átomos de cada elemento.
H, He y Li se originaron en el Big Bang.
El resto de los elementos (que en astronomía llamamos metales) se
originaron por procesos de fusión en el interior de las estrellas o por
quemas explosivas en supernovas.
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El Sol
Conceptos Clave:
•
•
•
•
•
•
•
¿Por qué brilla?
¿Cuál es su estructura?
¿Cómo ocurre la fusión en su núcleo?
¿Cómo escapa la energía desde ahí?
¿Cómo podemos saber qué pasa en el interior del Sol?
¿Qué causa la actividad solar y cómo varía?
¿Cómo afecta a los humanos?
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¿Y las otras
estrellas?
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Temperaturas y Colores
(Ley de Wien: λmax = b/T
donde b es una constante)
Los colores de las estrellas revelan su
temperatura superficial.
Por ejemplo, una estrella como el Sol
con una temperatura superficial de
6000K se ve amarilla.
Imágenes de estrellas con distintos
filtros nos da información útil en
forma rápida y barata.
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Elementos químicos en estrellas
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Clasificación Espectral





Otra manera de medir la temperatura es observando algunas líneas
espectrales que son sensibles a la temperatura.
Qué tan ionizados están distintos elementos químicos depende de la
temperatura. El estado de ionización dice qué líneas están presentes.
La intensidad de las líneas depende de temperatura, cuántos átomos
están excitados en distintos niveles.
Clasificación de espectros estelares:
 Basados en el continuo y las líneas espectrales, los astrónomos de
fines del siglo XIX y principios del XX clasificaron los espectros de
las estrellas en distintas familias.
 Estándar de hoy: sistema MK (Morgan–Keenan) de clasificación
espectral.
Líneas y bandas espectrales intensas se usaron para la clasificación:
 Líneas de hidrógeno de la serie de Balmer
 Líneas de Ca, Fe, Na
 Bandas moleculares como TiO, H2O, CO, C2
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Clasificación Espectral
Finalmente se descubrió que la secuencia espectral tradicional OBAFGKM
es una secuencia de temperaturas.
Las estrellas frías de tipo M tienen bandas de TiO (molécula).
Si la T varía, las líneas del H tienen un máximo de intensidad en estrellas
de tipo A con T=10000 K, decreciendo para T mayores y menores.
Lo mismo ocurre con otros elementos, y los cocientes de líneas pueden ser
utilizados para hacer una clasificación más fina (subdivisiones de 0 a 9).
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Ejemplos de Espectros
Frías
T
Calientes
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Clasificación Espectral
Tipo
Tempe. Ejemplo
O
>30000 cinturón Orión HeII intenso, H débil
B
20000
Rigel
HeI intenso, H, metales débiles
A
10000
Sirio
HeI débil, H máximo, líneas metálicas
F
7000
Canopus
No He, H intenso, metales (Fe Ca Na)
G
6000
Sol
H, metales, banda G, no moléculas
K
4000
Arturo
Metales intensos, H débil, moléculas
M
3000
Betelgeuse
Moléculas dominan (H2O TiO VO CO) metales
R
4000
RCB
Moléculas de C (C2, CO, CH)
N
3000
Moléculas de C más intensas
S
4000
Intermedio entre M y R
L,T
<2000
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Gl229B
Características Espectrales
Moléculas dominan (H2O CH3), no continuo
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