Sesión IX Astrofísica: Distancias, movimientos, características y poblaciones estelares.

Transcripción

1 Área de Astronomía Departamento de Investigación en Física Universidad de Sonora Sesión IX Astrofísica: Distancias, movimientos, características y poblaciones estelares. Expositor: Brenda Pérez Rendón cba@astro.uson.mx 24 Marzo 2012

2 El cielo nocturno siempre ha fascinado al hombre. Ha sido observado, registrado y estudiado por todas las culturas.

3 La mayoría de los pueblos antiguos tuvieron una fuerte tradición astronómica, principalmente para medir el tiempo o por motivos religiosos.

4 Con las observaciones, el hombre comenzó a hacerse preguntas del espacio que lo rodeaba.

5 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.

6

7 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 Créditos y Copyright: J.-M. Bonnet-Bidaud(CEA, Saclay),F. Praderie (Obs. Paris), S. Whitfield (british Library)

8 El cielo nocturno se pobló de seres mitológicos y fantásticos. También hicieron su aparición instrumentos modernos.

9 Brillo de las estrellas

10 Hiparco de Nicea (120 ac)

11 Lecciones de Astronomía. Galilei, 1610

12

13 Los astronómos usamos telescopios para ver y estudiar las estrellas.

14 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).

15

16 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.

17 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.

18 Estrella de Barnard

19 Hoy DC

20 Distancia (Paralaje) (ó Qué tan lejos están las estrellas?)

21 Distancia (pc) = 1 / p p :`ángulo de paralaje (en segundos de arco, )

22 La estrella a-centauri subtiende un ángulo de Distancia = 1.35 pc = 4.4 años luz

23 Satélite Hipparco (ESA) High Precision Parallax Collecting Satellite. R = 150 pc

24

25

26 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).

27 Magnitudes estelares (ó Qué tan brillantes son las estrellas?)

28 The 20-inch Cassegrain reflector of Biruni Observatory of Shiraz University.

29

30

31

32 Mv = magnitud absoluta mv = magnitud aparente d = distancia (pc)

33

34

35 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 ( ) 1704

36

37 Espectro Estelar Espectroscopía (Newton) 179 Espectro térmico

38 Espectro Solar Créditos & Copyright: Nigel Sharp (NOAO), FTS, NSO, KPNO, AURA, NSF

39 Leyes de Kirchoff (1859) Espectro de absorción: E = En1 En2 = hν

40 Espectro Solar 1798 Créditos & Copyright: Nigel Sharp (NOAO), FTS, NSO, KPNO, AURA, NSF

41 Espectro electromagnético La energía de un fotón está asociada a su frecuencia a través de E = h n donde l = c / n

42 Espectros estelares G2III Orion Star Colours Credit and Copyright: David Malin

43 Corrimiento al rojo (ó como saber si vienes o vas, estrella )

44 Velocidades radiales

45

46

47 Composición química

48 Clasificación de Harvard Líneas de He Dominan las líneas de H Líneas moleculares Temp.

49

50 Clasificación espectral Clasificación de Harvard Clasificación Color 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 ~ Ro II Gigantes luminosas R ~ Ro III Gigantes R ~ 10 Ro IV V VI VII Sub-gigantes Enanas (Sol) Sub-enanas Enanas blancas Los rangos de masas estelares van entre 0.08 Mo y 70Mo.

51 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).

52

53

54 Espectro Estelar Espectroscopía (Newton) Espectro térmico

55 Ley de Wien

56 Temperatura estelar

57 Caliente Más caliente Muy caliente Muy, muy caliente

58 Tamaño estelar (ó Qué tan grande estás, estrella?) L = luminosidad de la estrella R = radio estelar T = temperatura estelar s = constante de Steffan-Boltzmann

59 Radio del Sol = Ro = X 10^5 km = 109 RT

60

61

62 Masas estelares (o, de que talla eres estrella?) Clasificación de estrellas binarias. 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)

63 Orbita de 70 Ophiuchi

64 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:

65 Astrométrica. GL 229B: An Elusive Brown Dwarf? Credit: 60-inch Telescope, Palomar Observatory, T. Nakajima (Caltech), S. Durrance (JHU)

66 Eclipsante (p. ej. WUMa, Algol varía en 68.8 horas )

67 Estrellas de baja masa 0.08 Mo = 1.6 X 10^29 kg ~ 84 MJ

68 La masa de una estrella determina su camino evolutivo.

69 Colapso de una nube molecular

70 GAS TURBULENTO

71

72

73 Relación masa-luminosidad En secuencia principal L M 3.5

74 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).

75

76 Teorema de Von-Zeipel La masa de una estrella determina su camino evolutivo.

77 El Diagrama HR

78 El Diagrama HR en la vecindad solar

79

80 La familia estelar Estrellas de masa baja Estrellas de masa intermedia Estrellas masivas

81 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.

82

83 Gracias! Gracias!

84 Curso Básico de Astronomía Expositores: Julio Saucedo Morales Pablo Loera Gonzàlez Brenda Pérez Rendón - brenda@astro.uson.mx Lorenzo Olguín Ruiz Magdalena Riestra C. Héctor Ruiz Puede encontrar este material y otros relacionados con el curso en: Correo electrónico: cba@astro.uson.mx Este curso se transmite en vivo los sábados de 9:00 a 11:00 AM por: Encargado de la transmisión: Miguel Angel Franco Tanguma