AS2001: Astronomía General Clase # 11 Estructura Estelar #1

Transcripción

1 AS2001: Astronomía General Clase # 11 Estructura Estelar #1 Profesor: José Maza Sancho 25 Abril 2017

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4 Propiedades de las Estrellas Vida esperada para el Sol: años Vida esperada para un ser humano: 80 años 2, seg Un segundo de nuestra vida equivale a 4 años de la vida de las estrellas. Si escalamos la vida de una estrella a 100 años, en esa escala nosotros vivimos 25 segundo. No podemos ver evolucionar a las estrellas. Observando cientos de estrellas los astrónomos han resuelto el misterio de las propiedades y la evolución estelar.

5 La Vía Láctea contene de estrellas. Imágenes profundas con el telescopio espacial (HDF) muestran que el universo observable contene de galaxias. El Universo observable con?ene por tanto 2x10 22 estrellas. Las estrellas son los ladrillos que consttuyen el universo.

6 Cómo se miden las luminosidades estelares? Brillo aparente: energía por unidad de área y unidad de Tempo que se recibe de una estrella. Luminosidad: energía total emitda por la estrella por unidad de Tempo. Ley de Stefan-Boltzmann: F = σ T 4

7 Luminosidad: L = 4π R 2 σt ef 4 T ef : temperatura efectva. Temperatura de un cuerpo negro que radía, por unidad de superficie, lo mismo que la estrella.

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9 Ley del inverso del cuadrado de la distancia: La luz se diluye con el inverso del cuadrado de la distancia.

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11 brillo_aparente = luminosidad 4π (distancia) 2 Si medimos el brillo aparente y tenemos una manera de estmar la luminosidad de una estrella, con la relación anterior podemos estmar la distancia a la estrella (distancia fotométrica).

12 Midiendo distancias mediante paralajes estelares El paralaje trigonométrico es la mejor manera de medir distancias estelares para estrellas cercanas.

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14 π = [U.A.]/distancia (p en la figura) 1 parsec = U.A. = kilómetros = 3, kilómetros = 3,26 años-luz Un parsec es la distancia a la cual una estrella tendría un paralaje de 1 segundo de arco. d [ par sec] = 1 π "

15 La estrella más cercana, α Centauri, está a 1,3 parsecs (4,3 años-luz). Con detectores digitales se puede ahora medir paralajes, desde la Tierra, con errores del orden de ±0,001 Por ello hasta una distancia de 100 parsec se pueden determinar distancias con errores menores al 10%. Con satélites se puede determinar, desde el espacio, paralajes con errores de ±0,0002

16 Rango de Luminosidades Proxima Centauri: 0,0006 L sol Betelgeuse (Alpha Orionis): L sol 10 4 L L sol 10 6 Hay un factor en luminosidad de entre las estrellas más luminosas y las menos luminosas. Una estrella sola puede brillar tanto como una galaxia entera.

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18 Cómo medimos temperaturas estelares? Color y temperatura Sol: K (amarilla) Betelgeuse: K (roja) Sirio: K (blanca) 3.000K T K

19 Tipos espectrales y temperatura En el Observatorio de la Universidad de Harvard a fines del siglo XIX idearon una manera de clasificar espectros estelares. Los Tpos espectrales son: O, B, A, F, G, K, M. (Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me). Inicialmente en Harvard ordenaron los espectros por la intensidad de las líneas de Balmer del Hidrógeno. Posteriormente se dieron cuenta que el parámetro ordenador era la temperatura y debieron cambiar el orden de las letras. Las estrellas O y B son más calientes que las A.

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21 Observatorio de la Universidad de Harvard

22 Cómo medimos masas estelares? Tercera ley de Kepler (modificada por Newton): 4π 2 a 3 = G(M 1 + M 2 ) P 2

23 Estrellas Binarias Estrellas binarias visuales Dos estrellas, ligadas gravitacionalmente, que son visibles individualmente desde la Tierra. Estrellas binarias eclipsantes Dos estrellas, ligadas gravitacionalmente, cuya órbita la vemos de canto donde las estrellas se eclipsan mutuamente en forma periódica. Estrellas binarias espectroscópicas Dos estrellas, ligadas gravitacionalmente, que no se distnguen individualmente, pero cuyo espectro muestra líneas de dos Tpos espectrales, con movimientos periódicos.

24 Estrella binaria visual.

25 Estrella binaria eclipsante.

26 Estrella binaria eclipsante, mostrando corrimiento Doppler.

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28 Radios Estelares: El sol Tene un tamaño angular de visto desde la Tierra. La estrella más cercana está a U.A. El Sol, visto desde esa distancia sustendería un ángulo de 1.921/ ,007 La atmósfera terrestre distorsiona las imágenes astronómicas haciéndolas ver de un tamaño angular mínimo de 1 Por lo tanto las estrellas se ven todas, salvo el Sol, como fuentes puntuales. Con métodos interferométricos se midió el radio de algunas estrellas a comienzos del siglo XX (Michelson & Pease). Las estrellas binarias eclipsantes proporcionan los radios. Las ocultaciones de estrellas por la Luna permiten medir radios estelares, por el efecto de difracción en el ocultamiento. Actualmente con el VLTI de Cerro Paranal se pueden medir radios estelares hasta 0,001.

29 La mayoría de las estrellas Tene diámetros parecidos al Sol. Las hay mayores y menores. Las estrellas gigantes Tenen radio cientos de veces más grandes. Las estrellas enanas Tene radio 0,1 veces el radio solar. Las estrellas enanas blancas Tene un radio 0,01 del radio solar. 0, 01 R / R(sol) 1.000