Objetos del Universo Hace 15000 millones de años…

Objetos del Universo
Andrea Sánchez & Gonzalo Tancredi
Hace 15000 millones de años…
El BIG BANG
• ¿Qué pasa cuando oímos la sirena de una
ambulancia : efecto Fissau
• Con la luz: efecto Doppler. Corrimiento al
rojo.
• Hubble: los objetos se alejan TODOS de
nosotros. Pasas de uva en el Pan Dulce.
• Alguna vez estuvieron más cerca unos de
otros.
• Todo el Universo en un punto.
Galaxias: los grandes bloques...
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100000 millones de soles
Medio Interestelar
Región del centro de nuestra Galaxia donde se observan
Regiones brillantes de diferentes colores y regiones oscuras
Composición
Oscuras
Tipos de nebulosas
• Gas y Partículas de Polvo
• Gas
– Átomos (10-10m)
– Moléculas (10-9m)
Transparentes a radiación
(excepto en líneas de absorción)
• Polvo
– Partículas estudiadas por análogos terrestres (10-7m)
Saco de Carbón
(Cruz del Sur)
Reflexión
Cabeza de Caballo
(Orión)
Pleiades (Tauro)
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Tipos de nebulosas
Nebulosas Planetarias
Emisión y
Reflexión
Tipos de nebulosas
Trífida (Sagitario)
Nebulosa de Orión
Eta Carinae (Carina)
Emisión
Anillo (Lira)
Remanentes
de Supernovas
Hélice (Acuario)
Cangrejo (Tauro)
Remanente de supernova
vista el 4 de Julio de 1054
Polvo Interestelar
Radiación: información que llega desde el
cielo.
Radiación
¿que información recibimos del cielo?
– Los objetos de estudio de la Astronomía son objetos lejanos (por
ej. viajando a c):
• Luna: 1 segundo
• Sol: 8 minutos
• Próxima Centauri: 4.3 años
– Debemos analizar los portadores de información, aplicar las leyes
de la física (como las conocemos en la Tierra) para interpretar la
radiación electromagnética que nos llega de nuestros objetos de
interés.
– Radiación: cualquier forma en que la energía se trasmite de un
punto a otro del espacio, sin necesidad de conexión física.
– Electromagnética: la energía se transporta en forma de campos
eléctricos y magnético fluctuantes.
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Fig. 3.10: difracción de la luz
• Luz visible: tipo particular de radiación para la cual el ojo humano es
sensible (tenemos detectores para la luz).
• Vemos distintos colores porque nuestros ojos reaccionan de manera
diferente a distintas longitudes de onda. Al pasar por un prisma los
rayos de luz de diferentes longitudes de onda se refractan diferente.
(fig 3.10)
• Ejemplo:
– luz roja: λ = 7 . 10E –7 m
– luz violeta: λ = 4. 10 E –4 m
• Nuestros ojos tienen mayor sensibilidad para λ = 5500 A (verdeamarillo) que coincide con el máximo de la emisión solar.
• Radiación electromagnética invisible: rayos gamma, rayos X, UV, IR,
Ondas de Radio.
• Todas viajan a la velocidad de luz.
• Conforman el espectro electromagnético (fig. 3.11)
Opacidad atmosférica
• Ya vimos que tenemos detectores sólo para una pequeña fracción del
EEM.
• Además: sólo una fracción de la radiación llega a nosotros debido a la
opacidad selectiva de la atmósfera terrestre.
• Mayor opacidad implica que menor radiación atraviesa la atmósfera.
(fig. 3.11).
• Causas de la opacidad:
–
–
–
–
–
Vapor de agua y oxígeno: ondas de radio con λ < 1 cm.
Vapor de agua y CO2 : absorben radiación IR (recordar)
Ozono: UV, rayos gamma, rayos X
Visible (imprevisto y cotidiano) : nubes
Interacción UV solar con alta atmósfera: ionósfera (capa conductora a 100 km)
Refleja λ > 10 m análogo a un espejo (transmisiones AM).
Fig 3.11 : visible (sólo una fracción)
Longitudes de onda involucradas
Ventanas atmosféricas
Distribución de la radiación: la hipótesis de
cuerpo negro.
• Intensidad: cantidad de radiación en cualquier punto del espacio.
• Si grafico I vs λ (o frecuencia) : curvas de Planck. (fig 3.12).
• Esta gráfica está asociada a la radiación de cuerpo negro: absorbe
toda la energía recibida y reemite lo mismo que absorbió.
• La curva de Planck no cambia de forma, sí de ‘posición’) (fig. 3.13)
• Ejemplo de metal caliente.
• Leyes de radiación:
– Ley de Wien: λΜ = 0.29 cm / T
– Ley de Stefan-Boltzman: F = σ T4
(T en K)
– Para la ley de Stefan se considera el flujo de energía (energía /m2 . s) y σ =
5.67.10(− 8) W/m2 K4
• Ventanas atmosféricas: Visible, Ondas de radio (parte), IR (poca
humedad).
Aplicaciones astronómicas
El Sol en diferentes longitudes de onda
El Sol en distintas λ: a) visible b)UV c) rayos X d) ondas de radio
Fig 3.15
Las curvas de Plank y el máximo de emisión para:
a) Nube de gas
b) Estrella joven
c) Sol
d) Cúmulo estelar (omega Centauro)
T = 60,600,6000 y 60000 K respectivamente
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Líneas espectrales
• Espectro: descomposición de la radiación en sus longitudes de
onda constitutivas.
• Continuo: por ejemplo una bombita emite mayormente en el
visible, con un espectroscopio se ve el arco iris.
• Líneas de emisión: tengo una recipiente transparente con
hidrógeno gaseoso y hago una descarga: algunas líneas brillantes
características de cada elemento. (fig 4.3)
• Líneas de absorción: para un elemento dado están en el mismo
lugar (igual λ) que las de emisión. (fig 4.4, 4.6)
• Leyes de Kirchoff:
– Sólidos o líquidos a alta densidad : contínuo
– Gas caliente a baja densidad : emisión
– Gas a menor T: absorción
El origen de las líneas espectrales
Fig. 4.3 Líneas de emisión de algunos elementos
Fig. 4.4 El espectro solar
Fig. 4.5 Emisión – absorción del
doblete del Na.
Fig. 4.10 : El origen de las líneas espectrales
• Supongamos la situación de una fuente de contínuo a la que se
interpone gas a menor T (ej: interior y capas exteriores de una
estrella).
• El coninuo tiene fotones (cuantos de luz) de todas las energías, pero la
mayoría no van a interactuar con los átomos de gas, solamente se
absorberá energía de aquellos que provoquen transiciones en los
orbitales atómicos desde un estado a otro (fig 4.10)
• Los fotones de energía adecuada excitarán al gas y generarán las
líneas de absorción (que indican los niveles de orbitales entre los
átomos del gas).
• Los átomos excitados rápidamente vuelven a su estado base, pero:
– La emisión de fotones correspondiente es en cualquier dirección
– En cascadas hasta el estado base
• Un segundo detector podría registrar esto como re-emisión del gas
Pasaje de la radiación por el
Medio Interestelar
Extinción de la
Radiación =
Absorción +
Dispersión
(scattering)
Espectro de una
estrella observada
a través de nubes de
gas en movimiento.
Aparición de líneas
espectrales finas y
desplazadas.
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Radio Cont.
408 MHz
Radio Cont.
408 MHz
La Vía Láctea
en diferentes
longitudes de
onda
El centro de la
Vía Láctea
en diferentes
longitudes de
onda
Hidrógeno
Atómico – 21cm
Radio Cont.
2.7GHz
Hidrógeno
Molecular
(a partir de CO)
Hidrógeno
Atómico – 21cm
Radio Cont.
2.7GHz
Hidrógeno
Molecular
(a partir de CO)
Infrarrojo
Lejano (12-100 μ)
Infrarrojo
Lejano (12-100 μ)
Infrarrojo Medio
(7 – 11 μ)
Infrarrojo Medio
(7 – 11 μ)
Ιnfrarrojo
Cercano (1-4 μ)
Ιnfrarrojo
Cercano (1-4 μ)
Óptico
(0.4 – 0.6 μ)
Óptico
(0.4 – 0.6 μ)
Rayos X
(0.25 – 1.5 keV)
Rayos X
(0.25 – 1.5 keV)
Rayos Gamma
(> 300 MeV)
Rayos Gamma
(> 300 MeV)
Estrellas con compañía
¿Quién integra el Sistema Solar?
• Sol: 99.85 % de la masa
• Planetas: 0.14 % (Júpiter 0.1%)
Planetas:
terrestres
gigantes o jovianos
• Satélites de los planetas:
regulares
irregulares
• Pequeños cuerpos:
asteroides
cometas
• Polvo interplanetario
• Gas interplanetario o viento solar
El Sistema Solar en la Galaxia
Los límites del Sistema Solar
M31 - Galaxia de Andrómeda
2.3 millones de años luz
La Vía Láctea desde la posición
del Sol
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Asteroide “descubierto” en el OALM
Asteroid Itokawa visto por Hayabusa
Secuencia de imágenes del Cometa P/Encke
cuando se acerca al Sol
7
Imágenes del impacto con Tempel 1
Cometa West
(1975)
Cometa Mc. Naught
C/2006P1
Andrés Cuenca
Cabo Polonio, Rocha
Primer Premio Categoria Artística
Giovanni Pesenti
Paysandú
Primer Premio Categoria Científica
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