Planificación de la Cátedra Astronomía Estelar

Transcripción

1 Planificación de la Cátedra Astronomía Estelar Profesor : Orlando Hugo Levato JTP: Natalia Maza La asignatura es de carácter anual con 10 horas semanales de las cuales dos son asignadas a consultas, 6 horas semanales serán dedicadas a la teoría y dos horas semanales a los trabajos prácticos aunque de no haber consultas las dos horas se agregan a la teoría. La estructura de la materia contiene un breve repaso de las propiedades básicas de las estrellas, luego se tratan los temas relacionados a la determinación de algunos parámetros de las estrellas, con las estrellas dobles y sistemas múltiples en general. Se ha incluido un capítulo sobre las estrellas variables, y sobre estrellas anormales. Finalmente se trata la evolución estelar, la estructura interna de las estrellas y la generación de energía. El programa de la asignatura se incluye a continuación así como también los trabajos prácticos diseñados para cada capítulo. Las prácticas incluidas en la planificación son las siguientes: PRACTICO 1: Bibliografía y Base de Datos PRACTICO 2: Paralajes y distancias PRACTICO 3: Magnitudes PRACTICO 4: Cuerpo Negro y Temperaturas PRACTICO 5: Extinción Atmosférica PRACTICO 6: Absorción Interestelar PRACTICO 7: Sistemas Binarios. PRACTICO 8: Sistemas Binarios PRACTICO 9: Modelado de Binarias

2 PRACTICO 10: Maxwell, Boltzmann y Saha PRACTICO 11: Rotación Estelar PRACTICO 12: Test de Baade PRACTICO 13: Interiores Estelares PRACTICO 14: Formación Estelar PRACTICO 15: Evolución en Secuencia y Post- Secuencia Principal PRACTICO 16: Pulsación de las Estrellas PRACTICO 17: Las Estrellas de Gran Masa PRACTICO 18: Los Remanentes Degenerados PRACTICO 19: Relatividad General y Agujeros Negros PRACTICO 20: Sistemas Binarios Cerrados Para regularizar el alumno debe entregar las prácticas correctamente realizadas y aprobar los cuatro parciales. Cada parcial tiene un recuperatorio dentro de los 7 días y habrá un parcial extraordinario antes de la finalización del año que podrá ser rendido en el caso de aquellos alumnos que solo no hayan aprobado un parcial de los cuatro. Los alumnos que solo hayan aprobado dos parciales o menos durante las fechas normales y los recuperatorios no podrán acceder al parcial extraordinario y deberán recursar. El parcial extraordinario versará sobre todos los temas y no únicamente sobre los del parcial adeudado. La fecha límite fijada por el calendario académico para regularizar los trabajos prácticos es el 12 de diciembre de Los parciales se aprueban con un mínimo de 7 puntos. El curso y los trabajos prácticos se encuentran en la WEB y se hace uso de las facilidades que ofrece el SIU para el registro de las novedades del curso. Bibliografia

3 The Physics of the Stars Phillips Observational Astronomy Smith The binary Stars Aitken The Observation and analysis of the Stellar Photosphere Gray Binary and Multiple Stars Batten El Espectro Continuo de las Atmósferas Estelares Claria-Levato Stellar Astrophysics William Rose Cambridge University Press The Fundamentals of Stellar Astrophysics George Collins II Freeman / Company New York Stellar Astrophysics Huang & Yu Springer An Introduction to Modern Astrophysics Carroll and Ostlie. Addison Wesley.

4 PROGRAMA DE LA MATERIA ASTRONOMÍA ESTELAR (2015) Capítulo I: Datos en Astronomía La bibliografía y los datos en astronomía. Como buscar y donde buscar. Las revistas más importantes. Las bases de datos más importantes. Los grandes surveys. El observatorio virtual. Recursos de la WEB. Capitulo II: El Espectro Continuo de la Luz Paralaje Estelar. La Escala de magnitudes: magnitud aparente, flujo, luminosidad y la ley del cuadrado inverso, magnitud absoluta, el módulo de distancia. La naturaleza ondulatoria de la luz: velocidad de la luz, experimento de Young, teoría ondulatoria de Maxwell, el espectro electromagnético, el vector de Poynting y la presión de radiación. Radiación de cuerpo negro: conexión entere color y temperatura, la ecuación de Stefan Boltzmann. Cuantificación de la energía: la Ley de Planck, la función de Planck en astrofísica. El Índice de color: índice de color y corrección bolométrica, los diagramas color color Capitulo III: Sistemas Binarios y Parámetros Estelares La clasificación de las estrellas binarias. La determinación de masas usando binarias visuales. Binarias espectroscópicas y binarias eclipsantes: el efecto de la excentricidad en las mediciones de velocidad radial, la función de masas y la relación masa luminosidad, la determinación de radios y temperaturas usando eclipses. Determinación de órbitas. Modelos computacionales. Sistemas trapecio. Estadística de binarias. Funciones distribución de los parámetros de binarias. La búsqueda de planetas extrasolares. Capitulo IV. La clasificación de los espectros estelares. La formación de las líneas espectrales: Los espectros de las estrellas.la distribución de velocidades de Maxwell, la Ecuación de Boltzmann, la ecuación de Saha, combinando Saha y Boltzmann. El diagrama de Hertzprung Rusell: los radios, las clases de luminosidad de Morgan y Keenan.. El sistema MK: El proceso MK. Las anomalías en las abundancias: estrellas Am, estrellas Ap: magnéticas y no magnéticas, estrellas de CNO, estrellas de Helio (pobre y ricas). Capítulo V: Nociones de Espectroscopía Atómica y Molecular

5 Descripción cualitativa de los espectros atómicos: leyes experimentales de Kirchhoff. El modelo nuclear del átomo y la hipótesis cuántica..cuantificación de las órbitas en el modelo de Bohr. Energía total del átomo de Bohr. Segundo postulado de Bohr. Series espectrales del H. Generalizaciones de Sommerfeld. Energía total del átomo de Sommerfeld. El spin del electrón y el modelo atómico vectorial. Momento cinético total del átomo. Momento magnético del átomo. Resumen de los números cuánticos. Notación espectroscópica. Reglas de selección. Transiciones inducidas. Excitación des excitación ionización y recombinación. Radiación proveniente de una capa de gas. Espectros moleculares. Energía potencial de la molécula diatómica. Energía rotacional de la molécula diatómica. Bandas rotacionales y vibracionales. Bandas electrónicas. Nomenclatura molecular. Capítulo VI: La Rotación Estelar La distribución de los corrimientos Doppler. El perfil de rotación. Ajuste del perfil para v sini. El ancho del perfil como medida de v sin i. Análisis de Fourier para v sin i grandes. Fourier análisis para rotaciones moderadas. Corrección estadística por proyección axial. Modulación rotacional. Rotación en enanas y rotación en gigantes. Rotación y actividad magnética. Rotadores rápidos. Rotación en binarias. Mapeo rotacional. Capitulo VII El Interior de las Estrellas. Equilibrio hidrostático: la estructura interna de las estrellas, derivación de la ecuación de equilibrio hidrostático, la ecuación de conservación de la masa Ecuación de Estado: la derivación de la ecuación de presión, la ley de los gases ideal y el peso molecular medio, la energía cinética promedio por partícula, las estadísticas de Fermi-Dirac y Bose-Einstein, la contribución de la presión de radiación. Fuentes de energía: La escala de tiempo gravitacional y de Kelvin-Helmholtz, la escala de tiempo nuclear, el túnel en la mecánica cuántica, tasa de las reacciones nucleares y el pico de Gamow, resonancia, apantallamiento electrónico, representación de las tasas de reacción nuclear por leyes de potencias, ecuación del gradiente de luminosidad, la núcleo síntesis estelar y las leyes de la conservación, la cadena protón protón, el ciclo CNO, el proceso triple alfa, la quema de oxígeno y carbono, la energía de ligadura por nucleón. Transporte de energía y termodinámica: tres mecanismos de transporte de energía, el gradiente de temperatura radiativo, la la altura de escala de la presión, energía interna y la primera ley de la termodinámica, calores específicos, la ley adiabática de los gases, el gradiente de temperatura adiabático, el criterio de convección estelar, la teoría de la longitud de mezcla. Construir un modelo: resumen de las ecuaciones del interior, relaciones constitutivas, condiciones de contorno, el teorema de Vogt-Russell, modelado numérico de las ecuaciones de la estructura estelar, modelos polytrópicos y ecuación de Lane-Emden. La secuencia principal.: el límite de luminosidad de Eddington, variaciones de los parámetros estelares de la secuencia principal con la masa. Capítulo VIII: El Medio Interestelar y la formación de Estrellas

6 Polvo y gas interestelares: medio interestelar, extinción interestelar, la teoría de Mie, contribuciones moleculares a la extinción el H como el componente dominante del ISM, la radiación de 21-cm del H, trazadores moleculares de H2, la clasificación de las nubes interestelares, química interestelar, el calentamiento y enfriado del ISM, las fuentes de los granos de polvo. La formación de proto estrellas: el criterio de Jean, colapso homólogo, la fragmentación de nubes colapsantes, procesos físicos adicionales la difusión ambipolar, simulaciones numéricas de la evolución proto estelar. Evolución pre secuencia: El camino de Hayashi, cálculos clásicos de la evolución en la pre secuencia, la formación de enanas marrones, formación de estrellas de gran masa, modificaciones posibles a modelos clásicos, la secuencia a edad cero (ZAMS), la función inicial de masa, regiones HII, el efecto de las estrellas de gran masa sobre las nubes de gas, asociaciones OB, las estrellas T Tauri, las estrellas FU Orionis, las estrellas Ae/Be de Herbig, los objetos Herbig-Haro, estrellas jóvenes con discos circum estelares, Proplyds, formación de discos circum estelares. Capítulo IX: Evolución sobre la secuencia principal y en la etapa post secuencia. Evolución sobre la secuencia principal: escalas de tiempo de la evolución estelar, ancho de la secuencia principal, evolución de las estrellas de baja masa, el límite de Schonberg Chandrasekhar, el gas electrónico degenerado, la evolución en la secuencia de estrellas de gran masa, una derivación del límite de Schonberg Chandrasekhar. Etapas finales de la evolución: evolución fuera de la secuencia, la rama sub gigante, la rama de las gigantes rojas, el extremo de las gigantes rojas, el flash del He, la rama horizontal, la rama temprana asintótica de las gigantes, la rama asintótica de pulsa térmico en las gigantes, tercer borde y las estrellas de carbono, núcleo síntesis s, pérdida de masa y evolución en la AGB, rama gigante post asintótica, nebulosas planetarias. Cúmulos Abiertos y globulares: poblaciones I,II y III, cúmulos globulares y galácticos, paralajes espectroscópicas, diagramas color magnitud, isócronas y edades, el espacio de Hertzprung, Blue strugglers. Capítulo X: Pulsación estelar. Observaciones de estrellas pulsantes: La relación período luminosidad, la hipótesis de la pulsación para explicar la variación del brillo, la zona de inestabilidad, clases de estrellas pulsantes (RR Lyr, Cefeidas, Miras), Velocidades radiales, curvas de luz, Método de Baade -Wesselink.. La física de la pulsación: relación período densidad, modos radiales de pulsación, la máquina de calor de Eddington, el mecanismo nuclear, la válvula de Eddington, efectos de la opacidad, las zonas de ionización parcial, las Beta Cephei y el lomo de la opacidad del Fe. Modelando la pulsación. Modelos hidrodinámicos no lineales, linealizado las ecuaciones hidrodinámicas, cálculos no lineales y no adiabáticos, estabilidad dinámica. Pulsación estelar no radial: oscilaciones no radiales, modos p y f, la frecuencia acústica, los modos g, los modos p y g como pruebas de la estructura estelar. Heliosismología y asterosismología: la oscilación solar de 5 minutos, rotación diferencial, test de composición, probando el interior profundo, Delta Scuti y las Ap con oscilaciones rápidas Capítulo XI: Evolución final de las estrellas de gran masa.

7 Post secuencia principal y las estrellas de gran masa: variables azules luminosas (LBV), estrellas WR, esquema evolutivo para las estrellas de gran masa, el límite de luminosidad de Humphreys Davidson.. La clasificación de supernovas: clases. Las supernovas por colapso del núcleo: mecanismo, remanentes, las curvas de luz y el decaimiento radioactivo, la naturaleza subluminosa de la 1987ª, remanentes de supernovas, la detección de neutrinos de SN 1987 A, la búsqueda del remanente compacto de SN 1987 A, las razones entre las abundacias de los elementos en el Universo, núcleo síntesis de procesos r y s. Explosiones en rayos gama: origen galáctico o extragaláctico?, dos clases de GRB, colapsos de supernova y los GRB largos y suaves, modelos,. Rayos cósmicos: partículas cargadas desde el espacio, fuentes de los rayos cósmicos. Capitulo XII: Los remanentes degenerados de las estrellas. El descubrimiento de Sirio B. Enanas blancas: clases, condiciones centrales en las enanas blancas, espectros y composición superficial, enanas blancas pulsantes.. La física de la materia degenerada: la exclusión de Pauli y los electrones degenerados, la energía de Fermi, la condición de degeneración, presión de los electrones degenerados.. El limite de Chandrashekar: la relación masa volumen, inestabilidad dinámica, estimando el límite de Chandrasekhar. El enfriamiento de las enanas blancas: transporte de energía, la escala de tiempo de enfriado, el cambio de luminosidad con el tiempo, cristalización, comparando teoría y observaciones.. Estrellas de neutrones: degeneración neutrónica, la densidad en una estrella de neutrones, la ecuación de estado, los modelos de estrellas de neutrones, el límite de Chandrasekhar para las estrellas de neutrones, rotación rápida y conservación de momento angular, el congelado en las líneas de fuerza del campo, las temperaturas.. Pulsares.: características generales, los modelos, pulsares como estrellas de neutrones rotando rápido, Geminga, evidencia de origen por supernovas en colapso, radiación sincrotrón. La fuente de energía para la radiación sincrotrón del Cangrejo, la estructura de los pulsos, modelo básico, correlación entre derivadas del período las clases de pulsares, hacia un modelo de emisión de los pulsares, magnetares y repetidores gamma. Capitulo XIII: Relatividad general y Agujeros Negros. Teoría de la relatividad general: La curvatura del espacio tiempo, el principio de equivalencia, la curvatura de la luz, corrimiento al rojo gravitacional y dilación del tiempo. Intervalos y geodésicas: conos de luz y líneas universales, intervalos en el espacio-tiempo tiempo propio y distancia propia, la métrica para el espacio tiempo plano, espacio tiempo curvo y la métrica de Schwarzschild, un satélite en órbita. Agujeros negros: el radio de Schwarzschild, un viaje dentro de un agujero negro, rango de masas de los agujeros negros, frenado en el espacio tiempo, túneles en el espacio tiempo, masa estelar de candidatos a agujeros negros, radiación de Hawkins. Capitulo XIV: Los sistemas de binarias cerradas.

8 La gravedad en sistemas binarios cerrados: puntos Lagrangianos y superficies equipotenciales, sistemas binarios cerrados, tasa de transferencia de materia. Discos de agregación: el perfil de temperatura y la luminosidad, la extensión radial de un disco, sistemas binarios semi detached, eclipsantes. Un survey de sistemas binarios cerrados: El efectos de transferencia de masa, la evolución de un sistema binario, tipos de sistemas. Enanas blancas en sistemas semi detached: variables cataclísmicas, enanas novas, cambios en la tasa de transferencia de masa, novas clásicas, polars: rayos X de sistemas con enanas blancas. Supernovas tipo IA: Observaciones, modelos de supernovas tipo Ia. Estrellas de neutrones y agujeros negros en binarias: formación de binarias con agujeros negros o estrellas de destrones, captura de estrellas de neutrones aisladas, binarias con pulsares de rayos X, un análogo polar en un sistema con una estrella de neutrones, sistemas con púlsares de rayos X y eclipsantes, bursters de rayos X, binarias de baja masa y de gran masa de rayos X, SS433, el destino de los sistemas binarios de rayos X, pulsares en radio de milisegundos, pulsares viuda negra, binarias de estrellas de neutrones dobles, explosiones en rayos gamma duros y cortos. Viajes de campo Prevemos la realización de un viaje a los observatorios con el objeto de que los alumnos realicen una observación espectroscópica y otra directa durante el curso. Dependiendo de la cantidad de alumnos puede realizarse en dos o tres viajes. Con un par de noches por viaje será suficiente y también pueden coordinarse con otras asignaturas.