Qué diferencia hay entre espectroscopía y fotometría? Cuáles son las ventajas y desventajas de cada una?

Transcripción

1 AST

2 Y otras estrellas?

3 Qué diferencia hay entre espectroscopía y fotometría? Cuáles son las ventajas y desventajas de cada una? Qué diferencia hay entre magnitudes y luminosidades aparentes y absolutas?

4 Polvo Cósmico Efectos observacionales: enrojecimiento absorción polarización Problema para la determinación de distancias!

5 De qué está compuesto el polvo cósmico? Partículas complejas de ~ µm de tamaño, compuestas por entre algunas ( núcleos de polvo ) y hasta cientos de moléculas. Se llaman granos de polvo. Partícula de polvo interplanetario Condrita suave. Dependiendo de donde se formó se llama: intergaláctico, interestelar, interplanetario, circumplanetario. Núcleos de polvo de Carbon, Silicio, o Hierro-Sulfuro- Niquel necesitan un ambiente denso y relativamente tibio para formarse inicialmente. Pero estos núcleos adquieren más material y crecen incluso en ambientes menos densos y más fríos. Interaccionan con la luz, pero de distinta manera dependiendo de su tamaño y tipo. Polvo interplanetario Condrita poroso. Destrucción de polvo: radiación UV, evaporación, colisiones grano-grano.

6 Polvo Cósmico V B U UV

7 Qué es el diagrama HR?

8 Diagrama Hertzsprung-Russell n Plano teórico: diagrama H-R n Plano Observacional: diagrama colormagnitud. u Estrellas brillantes hacia arriba. u Estrellas más calientes hacia la izquierda. u Secuencias «principal «gigantes rojas «rama horizontal «enanas blancas u La posición de una estrella en una secuencia o rama tiene relación con su estado de evolución.

9 Diagrama HR de Gaia hacia Agosto 2015 El satelite Gaia midió paralajes (distancias) precisas => magnitudes absolutas y luminosidades de casi estrellas.

10 Determinación de otras propiedades de estrellas: M, R, t, Q Además de la T y L, que otros parámetros físicos caracterizan una estrella? La composición química La edad La masa El radio Estos parámetros pueden ser medidos mejor para: estrellas cercanas, estrellas variables, estrellas de cúmulos, estrellas binarias. En general la mayor incerteza está introducida por la distancia. Si ésta tiene un gran error, los parámetros estelares son inexactos.

11 Determinación de Radios El rango de radios estelares para estrellas de secuencia principal es: 0.1 R 8 < R < 25 R 8 Sin embargo, el radio cambia durante la evolución de una estrella como el Sol: las estrellas enanas blancas pueden tener <0.1 R 8, y las estrellas supergigantes pueden llegar a tener >1000 R 8

12 Tamaños estelares en el diagrama H-R

13 Determinación de masas Se pueden medir masas de estrellas binarias usando la 3era Ley de Kepler. Las masas de estrellas en la secuencia principal son 0.08 M 8 < M < 100 M 8 Las estrellas menos masivas que el límite inferior no pueden disparar la fusion de H en su núcleo. Estrellas más masivas que el límite superior son poco frecuentes y se cree que son inestables. La masa estelar determina tanto la luminosidad como la temperatura superficial de la secuencia principal.

14 Determinación de Masas Las masas de las estrellas son importantes porque para una estrella aislada, su duración y evolución depende sólo de su masa inicial. Aproximadamente: tiempo de vida = masa total / luminosidad Las masas se determinan al momento de nacer. Sin embargo, una estrella puede perder masa durante su evolución. O puede adquirir masa si se encuentra en un sistema binario. Para estrellas de la secuencia principal existe la relación masa-luminosidad, donde a mayor masa, mas luminosidad.

15 Determinación de Edades El turn-off se usa para medir edades de cúmulos estelares de nuestra galaxia y galaxias vecinas. El turn-off se hace más rojo y más débil con la edad. Desafortunadamente, el turn-off es demasiado débil para las estrellas de galaxias más distantes, y tenemos que usar métodos indirectos para estimar las edades de esas estrellas.

16 Cúmulos: laboratorios especiales

17 El Cúmulo Globular M71

18 Diagramas HR de Cúmulos Globulares En un cúmulo, todas las estrellas se forman juntas de la misma nube interestelar. Por lo tanto tienen la misma distancia, composición química y edad. El diagrama HR puede ser usado para medir esas propiedades: distancia, composición y edad. Esas cantidades son difíciles de medir para una estrella aislada, pero no para cúmulos. Las edades de los cúmulos se miden usando el color y la magnitud del punto de salida (turn-off) en la secuencia principal. Las distancias se miden usando la magnitud de la rama horizontal.

19 Cómo nace una estrella? FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

20 Somos polvo de estrellas (Carl Sagan) Medio Interestelar Muerte de estrellas Formación estelar Evolución estelar FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

21 Medio interestelar El espacio interestelar en nuestra galaxia no está completamente vacío. Ese medio interestelar contiene nubes de polvo y gas. Esas nubes en general se conocen como nebulosas, y pueden ser regiones HII, nubes de HI, nubes moleculares de H2, CO, etc. Foto: NGC7635 (Nebulosa de la burbuja) FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

22 Medio interestelar

23 Nubes de Polvo El polvo de las nubes actúa como aislante de la radiación galáctica para mantener las temperaturas bajas en los centros de las nubes y permitir que éstas colapsen. Pero, como ya vimos, el mismo polvo hace difícil observar las estrellas naciendo, ya que en el óptico las regiones de formación estelar se ven opacas y oscuras.

24 Gas interestelar El gas de las nubes interestelares contiene átomos y moléculas, mayormente de H, con algo de He, y una pequeña fracción de elementos más pesados (O, C, Si, Ca, Fe, etc). Las nubes de Hidrógeno neutro (HI) pueden ser detectadas usando radiotelescopios en 21cm. Las nubes moleculares contienen moléculas H 2, CO, y hasta moléculas más complejas orgánicas (formaldehídos). El gas y polvo de las nubes moleculares se encuentra a temperaturas muy frías (10K). En las regiones más densas (glóbulos) se forman las estrellas. FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

25 Dónde Nacen las Estrellas? Cómo encontrar dónde nacen las estrellas? Hay que buscar adonde se ven las estrellas más jóvenes. Encontramos estrellas muy jóvenes sólo en regiones de formación estelar en el disco de la Vía Láctea, y siempre asociadas con nubes moleculares, como por ejemplo en Rho Ofiuco y en Orión. Formación estelar ocurre en la actualidad en la Vía Láctea y en otras galaxias ricas en gas.

26 Nebulosas de la Llama y Cabeza de Caballo

27 Las estrellas estan hechas de gas. Lo que se necesita para formar estrellas es mucho gas y un ambiente frío. Nebulosa Cabeza de Caballo

28 En la constelación de Orión se encuentra una de las regiones de formación estelar más cercanas y espectaculares de nuestra Galaxia. Nebulosa de Orión

29 Nebulosa de Orión

30 Pilares en la Nebulosa del Aguila M16

31 Cunas de Estrellas Las estrellas nacen en el interior de las nubes moleculares. El material del que se forman estas estrellas es el material de la misma nube: polvo y gas. Estas nubes moleculares tienen dimensiones gigantescas, y pueden llegar al millón de masas solares. En general son muy difusas, con una molécula por km cúbico, salvo en los núcleos donde se condensan las estrellas.

32 Formación de una Estrella Las nubes moleculares de polvo y gas gigantescas se contraen y se dividen. Ese colapso y fragmentación pueden ser inducidos por compresión debida a ondas de choque. Ademas se puede producir una reacción en cadena, formándose muchas estrellas. La rotación y los campos magnéticos actúan para frenar el colapso. Luego se detiene el colapso y aparece el disco.

33 Contracción de la Protoestrella Durante la formación de la estrella actúa el equilibrio hidrostático: la fuerza de gravedad se opone a la presión del gas. Si el gas esta frío (T<10 K) no ejerce mucha presión, y el corazón de la nube puede colapsar bajo la influencia de la fuerza de gravedad. alto Brillo bajo caliente Temperatura frío La contracción del centro termina cuando la temperatura central alcanza 10 7 K necesarios para fusionar hidrógeno. Entonces la presión de radiación se suma a la presión del gas para contrarrestar la fuerza de gravedad. FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

34 Nace una Estrella La duración de la etapa de contracción de la protoestrella depende de su masa, aunque es relativamente rápida t<10 7 años. La estrella naciente pasa por una etapa de cambios violentos, con variaciones de brillo, actividad de vientos estelares, y emisión de rayos X. Esa es la etapa T Tauri, y el Sol pasó por esta etapa cuando nació. Luego la estrella se estabiliza en la secuencia principal. La posición inicial en esta secuencia principal de edad cero depende sólo de la masa total. La estrella ahora es adulta (como el Sol), y pasa la mayor parte de su vida en esta secuencia. FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

35 Formación en cadena FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

36 La figura muestra la evolución del Sol, cómo cambia su radio y su color con el tiempo. La mayor parte de su vida permanece en la secuencia principal, con el aspecto actual. Morirá como una enana blanca de masa 0.6Mo. El resto de la masa se devolverá al medio interestelar, y podrá ser utilizada para formar nuevas generaciones de estrellas. Evolución del Sol

37 Evolución en el Diagrama HR Los diagramas de Hertzsprung- Russell sirven para ilustrar las distintas etapas de evolución de las estrellas. La evolución de una estrella de baja masa como el Sol es la siguiente: secuencia principal subgigante gigante roja rama horizontal rama asintótica gigante nebulosa planetaria enana blanca turn-off!

38 Cuando el Sol sea Gigante La estructura de las estrellas enanas de secuencia principal es similar al Sol. Cuando se agota el combustible (H) en el núcleo, se inicia la evolución hacia la rama gigante. La estrella enana crece de tamaño mientras su temperatura superficial disminuye. En esta etapa el Sol se convertirá en una gigante roja, siendo mucho mas fría (T=3.000 grados) y unas 100 veces mas grande, mayor que la órbita de Venus. La estructura de las estrellas gigantes rojas es distinta a la de las enanas: tienen atmósferas muy extendidas y núcleo muy denso que continua acumulando las cenizas de la fusión (He y C). E.g. Betelgeuse, estrella supergigante en la constelación de Orión, cuyo tamaño supera el tamaño de la órbita de Júpiter. Estas estrellas son a menudo inestables, con manchas, pulsaciones, y pérdida de masa.

39 Supergigante Roja Betelgeuse

40 La Rama Horizontal En el extremo de la rama gigante se produce el flash de He. Luego la temperatura, presión y densidad del núcleo crecen tanto que se comienza a quemar el He que se iba acumulando en esa región. La fusión de He produce oxígeno. En esta etapa la temperatura de la superficie crece (T > K), y la estrella está en la rama horizontal, con tamaño 10 veces mas grande que el Sol. Cuando se agota el He en el núcleo, la estrella crece nuevamente como una gigante roja, posicionándose en la rama asintótica gigante, con un tamaño 1000 veces más grande que el Sol. La estrella en la rama asintótica gigante quema H en una capa externa, He en una capa más interna, mientras que las cenizas de C y O se acumulan en el núcleo. Centro del cúmulo WCen FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica)

41 Estructura interna de Secuencia Ppal Distintas masas hacen distinto tipo de transporte de energía: Radiación para 0.8 a 1.2 masas solares para menos, 0.8 (Brown Dwarfs, YSO's, T-Tauri): núcleos convectivos Estrellas con más que 1.2 masas Solares convección y radiación.

42 Estructura Interna Estrella de baja masa como el Sol en distintas etapas de evolución: Secuencia Principal Gigante Roja Rama Horizontal Fusión de H Zona Radiativa Convección Zona convectiva Fusión de H Cenizas de He Zona radiativa Fusión de H Fusión de He Cenizas de C y O

43 Últimas etapas de estrellas masivas He 4 Si 28 S 32 Ar 36 Ca 40 Ti 44 Cr 48 Evolucionan de manera diferente al Sol. Si tiene 20 veces la masa del sol, ésta evoluciona mucho más rápido y de forma más violenta. Después de quemar el H y He, el núcleo continúa fusionando elementos cada vez más pesados: Fusion de H a He produce energía (10 7 años), Fusion de He a C produce energía (10 6 años), Fusion de C a O produce energía (10 3 años), Fusion de O a Ne produce energía (1 año), Fusion de Ne a Mg produce energía (meses), Fusion de Mg a Si produce energía (semanas), Fusion de Si a Fe produce energía (1 semana). Fe 52 Ni 56

44 Estructura de fusión en cáscaras La estrella masiva muestra capaz con fusión de elementos cada vez más pesados hacia el centro: estructura de cebolla El H, el más liviano, flota a la superficie formando la capa más externa. Fe en cambio se hunde hacia el núcleo. Éste llega a T = K.

45 Cuál de los siguientes objetos no tiene fusión en su interior? A. estrella de rama horizontal B. estrella supergigante roja C. de secuencia principal, roja D. una enana blanca E. Todas tienen fusión

46 Cómo muere una estrella? FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica)

47 Nebulosas Planetarias Las atmósferas tan extendidas de las estrellas en la rama asintótica gigantes son inestables, y la estrella comienza a variar de tamaño periódicamente. Las pulsaciones conducen a la expulsión de sus capas externas y se forman las nebulosas planetarias. Las capas son liberadas gentilmente, con velocidades V<100km/s, no son expulsadas explosivamente, El nombre de nebulosa planetaria que acuñaron los antiguos, no quiere decir que tenga planetas. FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica)

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50 De Nebulosa a Enana Las nebulosas planetarias sobreviven unos pocos millones de años, antes que el material gaseoso se pierda en el medio interestelar. Nota: 1 km/s = 1 pc en 1 millón de años. Finalmente, el núcleo desnudo que es lo único que queda de la estrella original termina su vida como una enana blanca. Las enanas blancas tienen T= grados en su superficie, y tamaño similar a la Tierra (unos km de diámetro). Anillo

51 Nebulosas planetarias Reloj de arena

52 Nebulosa planetaria del esquimal Abell 39

53 Enanas Blancas Las enanas blancas (WD) contienen muy poco combustible (H), ya que todo fue quemado o expulsado en las etapas anteriores de evolución. Se dividen en DA y DB, dependiendo en la presencia de líneas de H en el espectro. La mayoría de las WD tienen la mitad de la masa del Sol, y como su tamaño es similar a la Tierra, implica que son muy densas: sus interiores estan hechos de gas degenerado, soportado por la presión electrónica. A pesar de su alta T>10000K, son débiles porque su tamaño es pequeño. E.g. la WD compañera de SirioA,con un período orbital de 50 años, que a pesar de su cercanía fué muy difícil de detectar. Ahora la WD SirioB se puede ver con el telescopio espacial Chandra: en rayos X es más luminosa que SirioA misma. SirioB tiene T=25000K, M=1.1Mo, R=2R Tierra, L=0.04Lo. Las estrellas de baja masa como el Sol (<5 Mo) producen una WD de CO. Las estrellas de masa intermedia (5-10 Mo) producen una WD de ONeMg. Al no producir energía, estas enanas blancas se enfrían y contraen muy despacio, terminando sus apagándose lentamente. Sirio B en rayos X vidas

54 WD

55 Estados Finales de Evolución M/Mo<0.08 Enana Marrón 0.08<M/Mo<8 Enana blanca 8<M/Mo<40 Estrella de neutrones >40M/Mo. Agujero negro El destino final de evolución de una estrella depende sólo de su masa FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica)

56 Estados Finales de Evolución La masa es el parámetro que determina la duración de la vida de las estrellas y su destino final de evolución. M/M Remanente M< <M< <M<8 8<M<40 BD WD de He WD de CO con M<1.4M Supernova - NS de >1.4M 40<M Supernova - BH de >3M?

57 Explosión de Supernova Cuando las cenizas de Fe se acumulan en el núcleo, ese Fe no puede producir energía por fusión. No se producen mas reacciones nucleares, y se apaga la presión de radiación en el núcleo. Entonces la gravedad triunfa sobre la presión, la estrella no puede soportar mas su propia masa y el interior de la estrella colapsa violentamente. Este colapso genera una enorme cantidad de energía gravitacional, provocando una gran explosión de supernova (SN). Los elementos pesados que formaban las distintas capas de la estrella son expulsados por la explosión, y vuelven a enriquecer el medio interestelar. FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica)

58 O fusión requiere energía: esto ocurre en el colapso y explosión SN

59 Las SN son importantes porque enriquecen el medio interestelar y porque gatillan la formación de nuevas generaciones de estrellas. Estas explosiones pueden ser tan brillantes como una galaxia entera. Ademas, por ser tan brillantes, las SN pueden ser usadas para medir las distancias de objetos muy lejanos.

60 SN 1987A La primera SN del año 1987, llamada SN 1987A, resultó en un gran avance de nuestro conocimiento sobre estos objetos. Explotó en la galaxia vecina llamada Nube Mayor de Magallanes hace años atrás. Se vió a simple vista durante un mes como una estrella rojiza en la Nube Mayor de Magallanes. Por suerte Sanduleak había tomado fotos y medido las estrellas en la región antes: por primera vez se tenia una foto de una estrella progenitora antes de que explotara. La progenitora resultó ser una estrella supergigante de unas 20 Mo. SN 1987A fue una SN tipo II, y debería haber dejado una estrella de neutrones, la que todavía no se ha observado.

61 SN Históricas Asi como nosotros observamos SN 1987A, hay varias SN históricas en nuestra galaxia registradas por los antiguos que han sido mucho más brillantes. Las mas famosas de las que se tienen registros escritos (aún en piedra) son SN 1006, SN 1054, SN 1181, SN 1572, SN 1604, y SN Si hoy apuntamos el telescopio a esos lugares donde los antiguos vieron esas estrellas nuevas observamos los remanentes de esas SN. La SN mas cercana (Nebulosa de Gumm) que explotó unos 9000 años a.c. debió haber sido tan brillante como la Luna llena. La segunda SN en distancia fue Cas A, que debió explotar alrededor del año 1600, aunque no existen registros históricos para confirmarlo. FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica)

62 Vela SN años atrás A champagne supernova in the sky (Oasis)

63 La Nebulosa del Cangrejo (SN1054ac) es una SN que explotó en el año Se expandió ~10 años luz en unos 900 años. La velocidad medida, la fecha de explosión, y el tamaño son consistentes. Cuando explotó podía producir sombra durante el día de acuerdo con los anales chinos de la época. 10 años luz SN Históricas