Tomás Alonso Albi - Observatorio Astronómico Nacional

Transcripción

1 Tomás Alonso Albi - Observatorio Astronómico Nacional

2 Tomás Alonso Albi - Observatorio Astronómico Nacional

3 Tomás Alonso Albi - Observatorio Astronómico Nacional

4 Tomás Alonso Albi - Observatorio Astronómico Nacional

5 Tomás Alonso Albi - Observatorio Astronómico Nacional

6 Tomás Alonso Albi - Observatorio Astronómico Nacional

7 Formación de estrellas Estudiando la formación estelar 1/11

8 Formación de estrellas Estudiando la formación estelar 1/11

9 Formación de estrellas Estudiando la formación estelar 1/11

10 Astronomía moderna Estudiando la formación estelar 2/11

11 Astronomía moderna Estudiando la formación estelar 2/11

12 Por qué tantos telescopios? Estudiando la formación estelar 3/11

13 Por qué tantos telescopios? Estudiando la formación estelar 3/11 Rayos X UV Visible IR Ondas de radio La atmósfera terrestre bloquea la radiación UV e IR lejano. También produce una distorsión de las imágenes. Cada rango de longitudes de onda nos informa de distintos fenómenos astronómicos.

14 Por qué tantos telescopios? Estudiando la formación estelar 3/11 Rayos X UV Visible IR Ondas de radio La atmósfera terrestre bloquea la radiación UV e IR lejano. También produce una distorsión de las imágenes. Cada rango de longitudes de onda nos informa de distintos fenómenos astronómicos.

15 Por qué tantos telescopios? Estudiando la formación estelar 3/11 Rayos X UV Visible IR Ondas de radio Objetos muy calientes (Compton, Chandra, IUE, HST) Objetos muy fríos (Spitzer, Herschel, ALMA, 30m, PdBI, VLA) La atmósfera terrestre bloquea la radiación UV e IR lejano. También produce una distorsión de las imágenes. Cada rango de longitudes de onda nos informa de distintos fenómenos astronómicos.

16 Espectroscopía básica Estudiando la formación estelar 4/11 Transiciones electrónicas de algunos elementos

17 Espectroscopía básica Estudiando la formación estelar 4/11 Espectros de diferentes tipos de lámparas

18 De las nebulosas a las protoestrellas Cómo se forman las estrellas y planetas? 5/11 Nebulosa oscura Barnard 68 (Lada & Bergin 2002)

19 De las nebulosas a las protoestrellas Cómo se forman las estrellas y planetas? 5/11 Núcleos preestelares en la nebulosa de la Serpiente

20 De las nebulosas a las protoestrellas Cómo se forman las estrellas y planetas? 5/11 Flujos bipolares en la nebulosa oscura BHR71

21 Física y química de discos circunestelares Cómo se forman las estrellas y planetas? 6/11 Ajuste de la SED de Z CMa (Alonso-Albi et al. 2009)

22 Física y química de discos circunestelares Cómo se forman las estrellas y planetas? 6/11 Ajuste de la SED de MWC 137, protoestrella más evolucionada

23 Física y química de discos circunestelares Cómo se forman las estrellas y planetas? 6/11 Distribución del CO y N 2 H + en el disco de TW Hya (C. Qi et al. 2013)

24 Física y química de discos circunestelares Cómo se forman las estrellas y planetas? 6/11 Continuo distribución del polvo CO En la región interna más caliente, dentro del snowline N 2 H + Menos abundante que el CO, en el interior se combina con él y desaparece. Pero fuera el CO se congela en los granos. Distribución del CO y N 2 H + en el disco de TW Hya (C. Qi et al. 2013)

25 Física y química de discos circunestelares Cómo se forman las estrellas y planetas? 6/11 Continuo distribución del polvo CO En la región interna más caliente, dentro del snowline N 2 H + Menos abundante que el CO, en el interior se combina con él y desaparece. Pero fuera el CO se congela en los granos. Distribución del CO y N 2 H + en el disco de TW Hya (C. Qi et al. 2013)

26 Física y química de discos circunestelares Cómo se forman las estrellas y planetas? 6/11 Continuo distribución del polvo CO En la región interna más caliente, dentro del snowline N 2 H + Menos abundante que el CO, en el interior se combina con él y desaparece. Pero fuera el CO se congela en los granos. Distribución del CO y N 2 H + en el disco de TW Hya (C. Qi et al. 2013)

27 Formación de planetas Cómo se forman las estrellas y planetas? 7/11 Disco en torno a MWC 758 observado con el VLT

28 Formación de planetas Cómo se forman las estrellas y planetas? 7/11 ALMA ha detectados discos con agujeros, provocados por planetas en formación que barren el polvo y lo mantienen limitado en órbitas en forma de anillos

29 Formación de planetas Cómo se forman las estrellas y planetas? 7/11 Discos debris, formados por anillos de escombros

30 Formación de planetas Cómo se forman las estrellas y planetas? 7/11 Planetas detectados directamente apantallando la estrella

31 Cómo se detectan los planetas? A la caza de exoplanetas 8/11 Efecto gravitatorio de los planetas en el Sol

32 Cómo se detectan los planetas? A la caza de exoplanetas 8/11 Métodos principales: velocidad radial y fotometría

33 Cómo se detectan los planetas? A la caza de exoplanetas 8/11 Planetas detectados mediante diferentes métodos

34 Cómo se detectan los planetas? A la caza de exoplanetas 8/11 Masa de los planetas en función de la masa de su estrella

35 Cómo se detectan los planetas? A la caza de exoplanetas 8/11 Disco en torno a Beta Pictoris (IRAS, ESO, Rolf W. Olsen)

36 Cómo se detectan los planetas? A la caza de exoplanetas 8/11 Sistema planetario en torno a Trappist 1

37 Misiones y proyectos futuros A la caza de exoplanetas 9/11 Próximas misiones espaciales de la NASA (izquierda) y la ESA

38 Misiones y proyectos futuros A la caza de exoplanetas 9/11 TMT (Thirty Meter Telescope)

39 Conclusiones 10/11 La astrofísica requiere de instrumentos muy complejos que se complementan para ayudar a comprender los fenómenos observados. Desde el espacio la calidad es mayor, y necesarias en IR lejano, UV, o X. Las estrellas se forman por el colapso de parte de una nube molecular gigante, o de pequeñas nubes oscuras, a lo largo de decenas de millones de años. Los discos de acreción permiten a la protoestrella adquirir masa, y los flujos bipolares la liberación del exceso de momento angular. Actualmente ya se observan directamente discos circunestelares y planetas ya formados, pero falta ligar ambos procesos. También falta un censo no sesgado de las propiedades de los planetas, y apenas se han estudiado sus atmósferas. En un futuro próximo será posible con detalle. Los radiotelescopios e interferómetros permiten estudiar las regiones densas y opacas donde se forman las estrellas y planetas. Las observaciones de transiciones rotacionales se utilizan para estudiar la química del gas y la influencia del polvo, tanto en las envolturas de protoestrellas como ahora también en los discos. Las estrellas se forman en grupos de cientos típicamente. Es un proceso ineficiente que dispersa la mayor parte del gas. Las SN y nebulosas planetarias devuelven aún más material, pero procesado. Es un ciclo continuo en las galaxias espirales.

40 Conclusiones 10/11 La astrofísica requiere de instrumentos muy complejos que se complementan para ayudar a comprender los fenómenos observados. Desde el espacio la calidad es mayor, y necesarias en IR lejano, UV, o X. Las estrellas se forman por el colapso de parte de una nube molecular gigante, o de pequeñas nubes oscuras, a lo largo de decenas de millones de años. Los discos de acreción permiten a la protoestrella adquirir masa, y los flujos bipolares la liberación del exceso de momento angular. Actualmente ya se observan directamente discos circunestelares y planetas ya formados, pero falta ligar ambos procesos. También falta un censo no sesgado de las propiedades de los planetas, y apenas se han estudiado sus atmósferas. En un futuro próximo será posible con detalle. Los radiotelescopios e interferómetros permiten estudiar las regiones densas y opacas donde se forman las estrellas y planetas. Las observaciones de transiciones rotacionales se utilizan para estudiar la química del gas y la influencia del polvo, tanto en las envolturas de protoestrellas como ahora también en los discos. Las estrellas se forman en grupos de cientos típicamente. Es un proceso ineficiente que dispersa la mayor parte del gas. Las SN y nebulosas planetarias devuelven aún más material, pero procesado. Es un ciclo continuo en las galaxias espirales.

41 Conclusiones 10/11 La astrofísica requiere de instrumentos muy complejos que se complementan para ayudar a comprender los fenómenos observados. Desde el espacio la calidad es mayor, y necesarias en IR lejano, UV, o X. Las estrellas se forman por el colapso de parte de una nube molecular gigante, o de pequeñas nubes oscuras, a lo largo de decenas de millones de años. Los discos de acreción permiten a la protoestrella adquirir masa, y los flujos bipolares la liberación del exceso de momento angular. Actualmente ya se observan directamente discos circunestelares y planetas ya formados, pero falta ligar ambos procesos. También falta un censo no sesgado de las propiedades de los planetas, y apenas se han estudiado sus atmósferas. En un futuro próximo será posible con detalle. Los radiotelescopios e interferómetros permiten estudiar las regiones densas y opacas donde se forman las estrellas y planetas. Las observaciones de transiciones rotacionales se utilizan para estudiar la química del gas y la influencia del polvo, tanto en las envolturas de protoestrellas como ahora también en los discos. Las estrellas se forman en grupos de cientos típicamente. Es un proceso ineficiente que dispersa la mayor parte del gas. Las SN y nebulosas planetarias devuelven aún más material, pero procesado. Es un ciclo continuo en las galaxias espirales.

42 Conclusiones 10/11 La astrofísica requiere de instrumentos muy complejos que se complementan para ayudar a comprender los fenómenos observados. Desde el espacio la calidad es mayor, y necesarias en IR lejano, UV, o X. Las estrellas se forman por el colapso de parte de una nube molecular gigante, o de pequeñas nubes oscuras, a lo largo de decenas de millones de años. Los discos de acreción permiten a la protoestrella adquirir masa, y los flujos bipolares la liberación del exceso de momento angular. Actualmente ya se observan directamente discos circunestelares y planetas ya formados, pero falta ligar ambos procesos. También falta un censo no sesgado de las propiedades de los planetas, y apenas se han estudiado sus atmósferas. En un futuro próximo será posible con detalle. Los radiotelescopios e interferómetros permiten estudiar las regiones densas y opacas donde se forman las estrellas y planetas. Las observaciones de transiciones rotacionales se utilizan para estudiar la química del gas y la influencia del polvo, tanto en las envolturas de protoestrellas como ahora también en los discos. Las estrellas se forman en grupos de cientos típicamente. Es un proceso ineficiente que dispersa la mayor parte del gas. Las SN y nebulosas planetarias devuelven aún más material, pero procesado. Es un ciclo continuo en las galaxias espirales.

43 Conclusiones 10/11 La astrofísica requiere de instrumentos muy complejos que se complementan para ayudar a comprender los fenómenos observados. Desde el espacio la calidad es mayor, y necesarias en IR lejano, UV, o X. Las estrellas se forman por el colapso de parte de una nube molecular gigante, o de pequeñas nubes oscuras, a lo largo de decenas de millones de años. Los discos de acreción permiten a la protoestrella adquirir masa, y los flujos bipolares la liberación del exceso de momento angular. Actualmente ya se observan directamente discos circunestelares y planetas ya formados, pero falta ligar ambos procesos. También falta un censo no sesgado de las propiedades de los planetas, y apenas se han estudiado sus atmósferas. En un futuro próximo será posible con detalle. Los radiotelescopios e interferómetros permiten estudiar las regiones densas y opacas donde se forman las estrellas y planetas. Las observaciones de transiciones rotacionales se utilizan para estudiar la química del gas y la influencia del polvo, tanto en las envolturas de protoestrellas como ahora también en los discos. Las estrellas se forman en grupos de cientos típicamente. Es un proceso ineficiente que dispersa la mayor parte del gas. Las SN y nebulosas planetarias devuelven aún más material, pero procesado. Es un ciclo continuo en las galaxias espirales.

44 Muchas gracias por su asistencia! 11/11 Esta presentación está disponible en formato PDF en: Basada en un artículo de divulgación del anuario del OAN: Artículos de divulgación del Anuario:

45 Contenido adicional Cómo se descubrió que la Vía Láctea es espiral barrada?

46 Contenido adicional Cómo se descubrió que la Vía Láctea es espiral barrada?

47 Contenido adicional Cómo se descubrió que la Vía Láctea es espiral barrada?

48 Contenido adicional Cómo se sabe la composición del Sol y las nebulosas?

49 Contenido adicional Cómo se sabe la composición del Sol y las nebulosas?

50 Contenido adicional Cómo se sabe la composición del Sol y las nebulosas?

51 Contenido adicional Cómo se sabe la composición del Sol y las nebulosas?

52 Contenido adicional Cómo se sabe la composición del Sol y las nebulosas?

53 Contenido adicional Cómo es el trabajo de un (radio)astrónomo?

54 Contenido adicional Cómo es el trabajo de un (radio)astrónomo?

55 Contenido adicional Cómo es el trabajo de un (radio)astrónomo?

56 Contenido adicional Cómo es el trabajo de un (radio)astrónomo?

57 Contenido adicional Cómo es el trabajo de un (radio)astrónomo?

58 Muerte de las estrellas Contenido adicional

59 Muerte de las estrellas Contenido adicional Ejemplos de nebulosas planetarias (final de la evolución de una estrella similar al Sol)

60 Muerte de las estrellas Contenido adicional Planetas gigantes y el Sol

61 Muerte de las estrellas Contenido adicional El Sol y una estrella gigante

62 Muerte de las estrellas Contenido adicional Secuencia de evolución de estrellas gigantes

63 Cómo son las otras galaxias? Contenido adicional La Vía Láctea y la región observada con el telescopio Kepler

64 Cómo son las otras galaxias? Contenido adicional Diferentes tipos de galaxias

65 Espectros de diversos tipos de lámparas Contenido adicional Imagen en blanco para el espectroscopio

66 Espectros de diversos tipos de lámparas Contenido adicional Espectros de diversas lámparas

67 Contenido adicional