Astronomía (AST )

Transcripción

1 Astronomía (AST ) #astro Prof. Padilla

2 Temario Obtención 1. In Situ 2. Telescopios 3. Observación 4. Luz de datos

3 Interacción entre materia y luz Un material puede absorber energía (por ejemplo calor o luz), volviéndose más energético (más caliente, mayor velocidad), e irradiar esa energía Temp = velocidad prom. del material Este enfriamiento produce un espectro termal, donde el peak está relacionado con la temperatura del material. La forma depende de su velocidad. El calor cambia ligaduras

4 Una estrella que emite el máximo de energía en el infrarrojo es A. mas fria que el sol B. mas caliente que el sol C. mas grande que el sol D. viajando hacia nosotros a alta velocidad Una estrella no será observable si su máximo de energía está A. en el infrarojo B. en el óptico C. en el ultra-violeta D. en la banda de rayos X E. en la banda de radio.

5 Propiedades de la materia Elementos N. Atomico (N. de protones) Isótopos (n. de neutrones) Los electrones ocupan cáscaras (distintos tipos de cáscaras, dependiendo del núcleo)

6 Interacción entre luz y materia Longitud de onda depende de diferencia de tamaño de cáscara! Los electrones se pueden excitar ya sea por luz, o intercambio de calor. Foto-excitación, o excitación por colisión.

7 Interacción entre materia y luz Notar que la malla de difracción separa los colores igual que un prisma

8 Porqué un gas tiene que estar a alta temperatura para producir líneas de emisión? A. Gas caliente absorbe más energía que la que emite. B. Los electrones tienen que estar en niveles de energía alta C. Gases calientes emiten fotones más energéticos D. Fotones fríos no tienen suficiente energía para llegar a la tierra. E. Cosas calientes brillan, las frías no

9 Efecto Doppler: λobs ~ λreposo / (1-v/c) wavelength λ => Al igual que el sonido, la luz también sufre el efecto Doppler La velocidad estira o comprime ondas Nos permite saber el movimiento de objetos.

10 Efecto Doppler n n n n n Efecto Doppler observado en estrellas binarias. Se invierte la posición de las líneas como resultado del movimiento orbital. Podemos saber que es una binaria, aunque no se vea la compañera. Podemos medir períodos, semiejes, y hasta masas en algunos casos. El efecto Doppler, primero se midió en luz, primero se midió en sonido, primero se teorizó. Teorizado 1842 en sonido 1845 luz 1848

11 Suponga que dos observadores ven el espectro de una nube de gas en un laboratorio. El primero reporta líneas de emisión, el segundo de absorción. Cómo se explica esto? A. El primer observador ve el gas delante de un fondo caliente B. El segundo ve el gas delante de un fondo caliente C. Un observador se mueve más rápido que el otro. D. Los átomos están formando moléculas.

12 Espectro del Sol En el Sol se observan líneas espectrales superpuestas al espectro del Cuerpo Negro (continuo) F = σt 4 T sol = 5800 K Líneas de Fraunhofer (1814)

13 Hα Na Hβ Mg

14 Elementos en estrellas

15 Información Espectral La espectroscopía es la herramienta más poderosa de la Astronomía. Característica Espectral Información Obtenida Máximo del espectro continuo Líneas presentes Intensidad de las líneas Ancho de las líneas Efecto Doppler Temperatura (Ley de Wien) Composición química Composición, Temperatura Temperatura, rotación, densidad, campo magnético, V (turbulencia) Velocidad radial

16 Conceptos clave: Qué es la luz, onda, partícula o ambas? Pruebas de que la luz es onda. Pruebas de que la luz es una partícula Velocidad de la luz: finita, consecuencias (cono de luz, aberración) Interacción materia-radiación Emisión de cuerpo negros Emisión/absorción de líneas

17 Temario TIEMPO: Calendarios Días Julianos Medidas de tiempo FIA Astronomía Nelson Padilla (P. U. Catolica)

18 Calendarios (y el fin del mundo) FIA Astronomía Nelson Padilla (P. U. Catolica)

19 CALENDARIOS n Importancia de medir el paso del tiempo en distintas civilizaciones humanas. Ejemplo: calendario Maya, muy avanzado. n Históricamente se impuso el calendario de la República Romana: usemana: de 7 días, cada uno una estrella errante Sábado Saturno Domingo Sol Lunes Luna Martes Marte Miércoles Mercurio Jueves Júpiter Viernes Venus umes: entre 28 y 31 días, asociado con el período sinódico (fases de la Luna) uaño: asociado con el período de revolución de la Tierra alrededor del Sol y la repetición de las estaciones 12 meses 52 semanas FASTI FIA Astronomía Nelson Padilla (P. U. Catolica)

20 CALENDARIOS n Consenso en división de años en meses y en días. n Conociendo en número del día y el nombre del mes podemos referirnos con precisión a cualquier día del año. n Dificultad: hay días en un año u12 meses de 29.5 días no hacen un año. Un mes extra debía agregarse cada pocos años debido al desfase. usi tomamos 365 días en un año hay un desfase de días por año. Después de 100 años habría 24 días de desfase. FIA Astronomía Nelson Padilla (P. U. Catolica)

21 Calendario Juliano Julio Cesar en el año 46 ac trató de arreglar las cosas adoptando las sugerencias del astrónomo alejandrino Sosígenes: «Se sabía que el año trópico duraba días. «Por convención se estableció que tres años consecutivos tengan 365 días, seguido por un año con 366 días. «Un día se agrega en febrero cada 4 años: año bisiesto. Se reduce muchísimo el problema; ahora, después de 100 años la diferencia es sólo de un día. Julio Cesar murió el año 44 ac, y se llamó mes de Julio en su honor (y Agosto más tarde en honor a su hijo Augusto). Este calendario funcionó bien hasta que en el siglo XVI una discrepancia apreciable entre las estaciones y la fecha. había FIA Astronomía Nelson Padilla (P. U. Catolica)

22 Calendario Gregoriano n La discrepancia entre el año Juliano y el año trópico es de 11m14s. En 1582 esa diferencia era de 10 días. n El Papa Gregorio XIII mejoró la situación: uabolió los días entre el 5 y 14 de Octubre de udispuso saltarse tres días cada cuatro siglos. n En su calendario reformado los años que terminan en dos ceros (e.g. 1900, 2000) son años bisiestos si son divisibles por 400. n 400 años civiles contienen (400x365)+100-3= días de tal forma la longitud media de un año civil es /400= días n Un año trópico tiene días solares medios = 365d05h48m46s n Con esta reforma, el calendario es correcto hasta un día cada 3300 años. n Los países católicos lo adoptaron inmediatamente, pero los protestantes no, hasta épocas más recientes. Entre 1582 y 1923, ambas fechas se listaban para evitar confusion (Juliana y Gregoriana) n Una nueva reforma propuesta por Herschel decidió no hacer bisiestos los años 4000, 8000, etc. Por lo tanto, el calendario actual pierde un día sólo cada años. FIA Astronomía Nelson Padilla (P. U. Catolica)

23 Tiempo Universal GMT = Greenwich Mean Time, UT = Universal Time n Está relacionado con el movimiento del Sol como es observado en el meridiano de Greenwich, longitud = 0. Disputa con el meridiano de París. n Tiempo local en un país está relacionado con GMT y su zona horaria. n El tiempo en un lugar se refiere a un punto del huso horario (algo arbitrario, que puede estar hasta 2hrs del tiempo solar). Text FIA Astronomía Nelson Padilla (P. U. Catolica)

24 Ahorro de verano n n n n Controversial (complejo): aprovechar más horas del día después de horario laboral. Positivo: ~0.5% ahorro energético?, retail, deportes; Negativo: granjas, confusión. Atribuído a Benjamin Franklin (satíricamente propuso que Paris se levantara temprano para ahorrar velas). Pero solo se pudo aplicar con comunicaciones modernas (>1900s). n Versión moderna propuesta por Hudson en NZ durante WWI (1918)

25 Medición del tiempo Historia del reloj FIA Astronomía Nelson Padilla (P. U. Catolica)

26 Medición del tiempo n Usar el sol como los antiguos no nos sirve, necesitamos relojes de precisión. n Por ejemplo, los púlsares tienen períodos de rotación de milisegundos Reloj Sol Péndulo Mecánicos Cuarzo Atómico Cs Atómico H Maser Precisión minutos segundos 1s/año 1s/10años 1s/6000años 1s/100000años FIA Astronomía Nelson Padilla (P. U. Catolica)

27 Medición del tiempo n Una cosa es medir un intervalo de tiempo de manera precisa, pero otra cosa distinta es medir intervalos de tiempo largos en el pasado. n La ciencia moderna posee varios métodos elaborados y precisos de medir el tiempo pasado: ubiología: anillos de árboles ufísica-química: decaimiento del radioisótopo C 14 uastronomía: evolución estelar

28 Día sidéreo vs. Día solar n Hay días solares en un año, el tiempo que demora el Sol en volver a la misma posición con respecto a las estrellas. n En este tiempo la Tierra ha dado vueltas, número de días siderales en un año. n Cada día sidéreo es un poquito más corto que el día solar. n udía solar = 24h 00m 00s udía sidéreo = 23h 56m 04.1s Tiempo sidéreo en Greenwich coincide cada año con GST en el equinoccio de otoño ( Septiembre 21), de ahí en adelante tal que ST va más rápido que GMT. n Definición de ST: ángulo horario del equinoccio vernal. n Día sidéreo comienza (00h 00m 00s) cuando el equinoccio vernal está en el meridiano. FIA Astronomía Nelson Padilla (P. U. Catolica)

29 Tiempo de Efemérides (ET) UT y ST están ligados al período de rotación de la Tierra. Sin embargo este período no es constante, muestra pequeñas fluctuaciones, del orden de segundos a minutos. El origen de las discrepancias no se conoce, pero se asocian a irregularidades en el movimiento de rotación de la Tierra. Por ejemplo, el día se alarga 1/2000 sec cada 100 años ( sec/yr) debido a la acción gravitatoria de la Luna. Los astrónomos necesitan medir tiempo en forma uniforme. Se usa el Tiempo de Efemérides (ET). El ET es calculado por el movimiento de la Luna, que se supone uniforme. ET-UT=51 seg (Ene 1900 vs Ene 1980) FIA Astronomía Nelson Padilla (P. U. Catolica)

30 Conceptos clave: Historia y mecánica de calendarios/tiempo (origen, formato, etc) Cómo seguimos el tiempo? Precisión e importancia de seguir el tiempo Cómo obtenemos medida precisa del tiempo? Presentación papers: Matías Cortés 31/3, Javiera Cruces 4/4