ESTRELLAS. d = DISTANCIAS. Temas a discutir: Andrea Sánchez, versión 2008

Transcripción

1 ESTRELLAS Andrea Sánchez, versión 008 Instituto de ísica - Dpto. de Astronomía, 318 andrea@fisica.edu.uy, , Temas a discutir: Distancia, Luminosidad, Temperatura, Radio, Masa Espectros composición Estructura Energía Medio interestelar y origen de las estrellas Evolución (ya sabemos el final de la película), ev f (?) Estados finales (objetos compactos) Medio interestelar y origen de las estrellas Métodos para medir las propiedades básicas de las estrellas DISTANCIAS 1 UA d tan p distancia Luminosidad (*) temperatura superficial (**) Radio (***) Masa composición midiendo color o midiendo paralaje L 4π (distancia) 4 L 4π R σ T sistema binario líneas espectrales - modelo recibido T cte/λ max *Wien, que es el color?, **Stefan,*** efectos gravitatorios Definiciones útiles Cefeidas: R R Lyrae Movimiento propio ( /yr) : Deslazamiento en el cielo, vista desde la Tierra y corregido por paralaje. Componente transversa. Bernard s star medida durante años. Cefeidas (variables): ver foto: mayor período, mas brillante. A partir del brillo y se aplica una ley del inverso del cuadrado de la distancia. Una lamparita de 100 w que brilla 4 veces mas que otra igual, está dos veces mas cerca. Relación P-L. Paralaje espectroscópica Tully - ischer RRLyrae: tipo de variable pulsante que completa su período en pocos días. Razonamiento análogo a las cefeidas (P-L) Método Tully-isher: relación empírica entre la luminosidad de una galaxia espiral y la amplitud de su curva de rotación ( ancho de linea espectral relacionado con la velocidad) 1

2 L 4π r ( r) LUMINOSIDAD Magnitud aparente: Pogson m m o o.5 log 100 m m o o 5 Se define en filtros U B V R I o bolometrica (integrada en todo el espectro) Indice de Color: B V.5 log B + V cte El vinculo de la magnitud aparente con la distancia se obtiene a partir de la relacion flujo - distancia Magnitud absoluta M: 10 m M 5 log r L 4π r ( r) cte ( r) m M.5 log (10 pc) ( r) 10 pc (10 pc) r Recordar para el resto de la vida!!! TEMPERATURAS

3 3 DIAGRAMA H-R RADIOS 4 T R 4π L σ MASAS m m V V A A ) ( P A A m m + + Kepler SECUENCIA PRINCIPAL SECUENCIA DE MASAS ESPECTROS

4 CLASIICACION ESPECTRAL Lineas presentes, ausentes, fuertes, debiles: Harvard (OBAGKM) Perfil de las lineas: Yerkes (clases de luminosidad, I, II, III,IV,V) COMPOSICION QUIMICA Xfraccion de H Yfraccion de He Zel resto metales El rol de T Debilidad de H, hay poco y muchos metales ionizados? Abundancias RELATIVAS Acá le gusto al H, clasificación histórica de Harvard Líneas moleculares Sugerencia: ir comparando con transparencia siguiente 4

5 Clases de luminosidad Cuando tenemos materia embebida en radiacion podemos definir: Temperatura efectiva (L,R) Temperatura de color (UBV) Temperatura cinetica (vel) Temperatura de excitación (lineas) Equilibrio termodinamico (equilibrio fotones-materia) OPACIDAD Ejemplo: atmosfera terrestre invadida por radiacion solar e IR terrestre. Por qué? 5

6 ECUACION DE EQUILIBRIO HIDROSTATICO ESTRUCTURA M ( r) Δm ΔP ds G r M ( r) ρ ds dr G r M ( r) ρ dr dp G r M ( r) ρ dr dp G r 4 3 πr ρ ρ dr Si suponemos densidad dp G 3 constante: r 4 dp G π r ρ dr 3 4 R PSup PCentro G π ρ 3 Quién ejerce esta presion? Presión del gas (peso molecular medio) Presión de radiacion (fotones) Presión de gas degenerado (electrones) CLM 1 1 κρ α La OPACIDAD del medio es una medida de la dificultad que experimenta la radiacion (fotones) en atravesarlo Transformacion gamma - visible 6

7 SOL Rotacion diferencial y actividad solar 7

8 INTERIOR núcleo zona radiativa zona convectiva ATMÓSERA fotósfera cromósfera VIENTO SOLAR corona ENERGIA 8

9 Ciclo p - p Otros ciclos de energía raccion de masa que se convierte en energia Δm m(4h ) Energia generada ε Δm c Este es nuevo: CNO Otro: Triple alfa 9

10 EVOLUCION ESTELAR Evolucion de la relacion H/He en el Sol ( Masa) c L T nuclear Sub-giant branch 10

11 Horizontal branch El último descanso antes del final 11

12 Nova Estrellas masivas Nova Persei O SN I Y después? T es tan alta que se separan los p, n y e: fotodesintegración Sigue el colapso y Neutronización del núcleo SN II 1

13 Las estrellas de neutrones Los púlsares y otra mujer víctima de la ciencia OBJETOS COMPACTOS: NO HAY USION ENANA BLANCA: sostenida por la presion del gas degenerado de electrones. ENANA NEGRA: no emite nada. Limite Chandrasekhar Sostenida por presion de gas degenerado de neutrones Limite Openheimer-Volkov AGUJERO NEGRO: Vescape > c Entender : Objetivos Las propiedades básicas que definen una estrella Concepto de magnitud aparente y absoluta Clasificación espectral (Relación TE,color, temperatura) Interpretación del diagrama HR Tipos de espectros Abundancias relativas en las estrellas Generación de energía estelar Estructura interna del Sol Evolución y etapas finales de una estrella de una masa solar Radio de Schwarzchild Consignas (NO lista de preguntas de examen) La idea es ser capaces de responder de manera autocontenida y con los términos precisos las siguientes preguntas que son indicadores tentativos de la comprensión de los temas tratados. (Ver en transparencia anterior los Objetivos) Es posible estimar la temperatura, la masa, el radio, o el color de una estrella? Podrías ejemplificar algún método? Ejemplo: relación M L Aplicarías el método de la paralaje para calcular la distancia a CUALQUIER estrella? y Pogson? Qué representan las líneas de absorción en un espectro estelar? en que tipos espectrales hay líneas de emisión? y moleculares? Las estrellas tipo A : no tienen hidrogeno? o tienen poco? Por qué el Sol es amarillo? Relación TE, temperatura, color. Qué significa que una estrella esté en la SP del diagrama HR? Qué mecanismos de producción de energía estelar conoces? Cuál es la importancia del concepto camino libre medio en el interior solar? Los neutrinos son un ejemplo típico? Qué es la rotación diferencial solar y su relación con las manchas solares? Ordena cronológicamente los siguientes eventos: secuencia principal ZAMS horizontal branch nebulosa planetaria - flash de helio enana blanca. Entiendes que ocurre en cada caso? Es lo mismo una nebulosa planetaria que una región de formación estelar? Diferencias en las curvas de luz de una supernova tipo I y II 13