Astrofísica - Area de Astronomía

Área de Astronomía
Departamento de Investigación en Física
Universidad de Sonora
Sesión IX
Astrofísica: Distancias, movimientos,
características y poblaciones estelares.
Expositor: Brenda Pérez Rendón
[email protected]
24 Marzo 2012
El cielo nocturno siempre ha fascinado al hombre.
Ha sido observado, registrado y estudiado por todas las
culturas.
La mayoría de los pueblos antiguos tuvieron una
fuerte tradición astronómica, principalmente para medir
el tiempo o por motivos religiosos.
Con las observaciones, el hombre comenzó a
hacerse preguntas del espacio que lo rodeaba.
A simple vista y alejado de las luces de las grandes
ciudades, el cielo luce plagado de estrellas.
Sin embargo, el número de estrellas visibles con el ojo
humano es menor a 6,000.
Atlas Estelar Dunhuang. Es el atlas estelar más viejo y completo conocido, ya
que data de los años 649 a 684 a.c., y se descubrió en el pueblo de
Dunhuang en 1907.
Créditos y Copyright: J.-M. Bonnet-Bidaud(CEA, Saclay),F. Praderie (Obs.
Paris), S. Whitfield (british Library)
El cielo nocturno se pobló de seres mitológicos y fantásticos.
También hicieron su aparición instrumentos “modernos”.
Brillo de las estrellas
Hiparco de Nicea (120 ac)
Lecciones de Astronomía.
Galilei, 1610
Los astronómos usamos telescopios para ver y estudiar
las estrellas.
Características estelares:








Movimientos propios.
Distancia (Paralaje).
Luminosidad (Distancia y magnitud aparente).
Velocidad (Mov. propios & Corrimiento al rojo).
Tamaño (Luminosidad, Magnitudes absolutas).
Temperatura (Índice de color, Espectro).
Composición química (Espectro).
Masa (Binarias 3a. Ley Kepler, diagrama HR).
La posición relativa de las estrellas prácticamente no
cambia. Las constelaciones que observamos son las
mismas que definieron nuestros antepasados.
La bóveda celeste está dividida en 88 constelaciones.
Movimientos propios
(ó ¿Están realmente quietas las estrellas?)
El movimiento propio se
mide en
[m] = ´´ /año.
Un grado (º) = 60 arcmin
1 arcmin (´) = 60 arcsec (´´)
1´´ = anchura de una
moneda de 10 centavos
siendo vista desde 2
kilómetros
El diámetro de la luna es de
aprox. 30 arcmin.
Estrella de Barnard
Hoy
90 000 DC
Distancia (Paralaje)
(ó ¿Qué tan lejos están las estrellas?)
Distancia (pc) = 1 / p
p :`ángulo de paralaje (en
segundos de arco, ´´)
La estrella a-Centauri subtiende un
ángulo de 0.76´´.
Distancia = 1.35 pc = 4.4 años luz
Satélite Hipparco (ESA)
1989-1993
High Precision Parallax Collecting Satellite.
R = 150 pc
Características estelares:








Movimientos propios.
Distancia (Paralaje).
Luminosidad (Distancia y magnitud aparente).
Velocidad (Mov. propios & Corrimiento al rojo).
Tamaño (Luminosidad, Magnitudes absolutas).
Temperatura (Índice de color, Espectro).
Composición química (Espectro).
Masa (Binarias 3a. Ley Kepler, diagrama HR).
Magnitudes estelares
(ó ¿Qué tan brillantes son las estrellas?)
The 20-inch Cassegrain reflector of Biruni
Observatory of Shiraz University.
Mv = magnitud absoluta
mv = magnitud aparente
d = distancia (pc)
Espectro Estelar
“
Entendemos la posibilidad de determinar sus formas, sus distancias, sus tamaños y
movimientos, sin embargo, una de las cosas que nunca llegaremos conocer, por
ningún medio, es su composición química, sus estructuras mineralógicas y menos
aún la naturaleza de seres orgánicos que vivieran en sus superficies”
Augusto Comte (1798-1857)
1704
http://www.youtube.com/watch?v=jvs1qnrjWIQ
Espectro Estelar
• Espectroscopía (Newton)
179
Espectro térmico
Espectro Solar
Créditos & Copyright: Nigel Sharp (NOAO), FTS, NSO, KPNO, AURA, NSF
Leyes de Kirchoff (1859)
Espectro de absorción:
E = En1 – En2 = hν
Espectro Solar
1798
Créditos & Copyright: Nigel Sharp (NOAO), FTS, NSO, KPNO, AURA, NSF
Espectro electromagnético
La energía de un fotón está asociada a su frecuencia a través de
E=hn
donde
l=c/n
Espectros estelares
G2III
Orion Star Colours
Credit and Copyright: David Malin
http://www.ucm.es/info/Astrof/users/jaz/TRABAJOS/COLOR/colorspectra.html
Corrimiento al rojo
(ó como saber si vienes o vas, estrella…)
Velocidades radiales
Composición química
Clasificación de Harvard
Líneas de He
Dominan las
líneas de H
Líneas
moleculares
Temp.
Clasificación espectral

Clasificación de Harvard
Color
Clasificación

Temperatura (°C)
Ejemplo
O
azul
40,000-25,000
I Cephei
B
blanco-azul
25,000-11,000
Spica
A
blanco
11,000-7,500
Vega, Sirio
F
blanco-amarillo
7,500-6,000
'Proción
G
amarillo
6,000-5,000
Sol
K
naranja
5,000-3,500
Arcturus
M
rojo
3,500-3,000
Betelgeuse
Clasificación de Yerkes (Clase de Luminosidad)
Clase
Descripción
Ia
Supergigantes luminosas
Ib
Supergigantes
R ~ 100 – 1000 Ro
II
Gigantes luminosas
R ~ 10 – 100 Ro
III
Gigantes
R ~ 10 Ro
IV
Sub-gigantes
V
Enanas (Sol)
VI
Sub-enanas
VII
Enanas blancas
Los rangos de masas estelares
van entre 0.08 Mo y 70Mo.
Características estelares:








Movimientos propios.
Distancia (Paralaje).
Luminosidad (Distancia y magnitud aparente).
Velocidad (Mov. propios & Corrimiento al rojo).
Composición química (Espectro).
Temperatura (Índice de color, Espectro).
Tamaño (Luminosidad, temperatura).
Masa (Binarias 3a. Ley Kepler, diagrama HR).
Espectro Estelar
• Espectroscopía (Newton)
Espectro térmico
Ley de Wien
Temperatura estelar
Caliente
Más caliente
Muy caliente
Muy, muy caliente
Tamaño estelar
(ó ¿Qué tan grande estás, estrella?)
L = luminosidad de la estrella
R = radio estelar
T = temperatura estelar
s = constante de Steffan-Boltzmann
Radio del Sol = Ro = 6.960 X 10^5 km = 109 RT
Masas estelares (o, ¿de que talla eres estrella?)
Clasificación de estrellas binarias.
http://ad.usno.navy.mil/wds/
• VISUAL
Estrella binaria visual Krüger 60, que dista 42 pc (~178 años luz) de nosotros.
Las fotos se han tomado a lo largo de 12 años. Se observa el giro de sus dos
componentes (de magnitudes visuales 9,8 y 11,4) respecto a la estrella fija en
la parte inferior derecha. (Observatorio de Yerkes)
Orbita de 70 Ophiuchi
Determinación de la masa
Si usamos distancias en UA y el período en años:
Es posible separar las masas si conocemos las características orbitales
alrededor del centro de masas:
• Astrométrica.
GL 229B: An Elusive Brown Dwarf?
Credit: 60-inch Telescope, Palomar Observatory,
T. Nakajima (Caltech), S. Durrance (JHU)
http://www.astrocosmo.cl/astrofis/astrofis-02_03.htm
• Eclipsante
(p. ej. WUMa, Algol varía 2.2 – 3.5
en 68.8 horas )
Estrellas de baja masa
0.08 Mo = 1.6 X 10^29 kg ~ 84 MJ
La masa de una estrella determina su
camino evolutivo.
Colapso de una nube molecular
GAS TURBULENTO
Relación masa-luminosidad
En secuencia principal L ¤ M
3.5
Estrellas
• Esferas de gas (equilibrio hidrostático) en estado de plasma.
• Compuestas principalmente de Hidrógeno, Helio y “Metales” (Z > 2).
• Tienen distintas masas, tamaños, composición química, colores…
todo nos dá información de su estado físico.
• Se encuentran a gran
distancia del sistema solar
(puntuales).
• Se encuentran “fijas”
(posiciones relativas
constantes).
Teorema de Von-Zeipel
La masa de una estrella determina su
camino evolutivo.
El Diagrama HR
El Diagrama HR
en la vecindad solar
La familia estelar
Estrellas de masa baja
Estrellas de masa
intermedia
Estrellas masivas
Modelos estelares
Con la llegada de las computadoras fué posible realizar
cálculos precisos sobre la estructura y evolución estelar.
Esfera de
Gas
+
Gravedad
+
Reacciones
Nucleares
La teoría debe confirmarse SIEMPRE con las
observaciones.
Gracias!
¡Gracias!
Curso Básico de Astronomía 2012-2
Expositores:
Julio Saucedo Morales
Pablo Loera Gonzàlez
Brenda Pérez Rendón - [email protected]
Lorenzo Olguín Ruiz
Magdalena Riestra C.
Héctor Ruiz
Puede encontrar este material y otros relacionados con el curso en:
http://www.astro.uson.mx/~lorenzo/CBA/Material.html
Correo electrónico: [email protected]
Este curso se transmite en
vivo los sábados de 9:00 a
11:00 AM por:
http://www.astro.uson.mx/astrotv-educacion
Encargado de la transmisión: Miguel Angel Franco Tanguma