Noticias: (Inscripción los jueves al final de la clase)

Transcripción

1 Marzo 27: M. Lyon, B. Escobar, C. Castillo Marzo 29: H. Herreros, P. Grifferos, G. Ibacache Abril 3: N. Camacho, G. Wenzel, R. Sallaberry Abril 10: P. Vildoso, M. Schöll, J. Vera Abril 12: L. Marfán, F. Holz, N. Mertens Abril 17: N. Kappes, M. Fuhrmann, J.B. Puel Abril 19: J. Celhay, P. Morandé, A. Navarrete Abril 24: P. Güentulle, J. Arrau, G. Pérez Abril 26: R. Gómez, F. Maturana, V. Covarrubias Mayo 3: C. Richard Mayo 8: A. Bustos, S. Lara, T. Rybertt Mayo 10: V. Núñez, A. Acuña, N. Maluenda Mayo 15: T. Hepner, M. Hasbún Mayo 17: J. Henríquez Mayo 22: J. Astroza, M. Mora Mayo 24: J. Rivera Mayo 29: A. Eyzaguirre, F. Lagos Mayo 31: Noticias: (Inscripción los jueves al final de la clase) 1

2 Observaciones en Santa Martina (1450 msnm, ΔT ~ -5 10º). Todos los M, J y V, saliendo del Depto de Astronomía a las 18:00. Vuelven a San Joaquín antes de las 23:00. Inscripciones/consultas por con Pedro Salas pnsalas@uc.cl En caso de suspensión por mal tiempo, se avisa por . Hoy y mañana cancelado 2

3 Entrega el 5 de junio. Proyecto Nº2 Informe y preguntas sobre la visita al Observatorio. Se espera que los informes incluyan las siguientes secciones: Introducción, Procedimiento, Datos (con tablas), Resultados, Conclusiones, más respuestas a preguntas específicas. De este modo la evaluación puede ser buena en los casos en que el estudiante entendió el proyecto, pero por cualquier motivo no pudo recolectar los datos necesarios, o completar el análisis. Pueden trabajar en grupo, pero los informes deben ser escritos en forma totalmente independiente. Si hay preguntas consulten con los ayudantes o el profesor, pero no lo dejen para el último momento antes de la fecha de entrega. 3

4 Estrellas 4

5 Elementos químicos en estrellas 5

6 Ejemplos de Espectros Frías T Calientes 6

7 Clasificación Espectral Tipo Temp [K] Ejemplo Características Espectrales O >30000 cinturón Orión HeII intenso, H débil B Rigel HeI intenso, H, metales débiles A Sirio HeI débil, H máximo, líneas metálicas F 7000 Canopus No He, H intenso, metales (Fe Ca Na) G 6000 Sol H, metales, banda G, no moléculas K 4000 Arturo Metales intensos, H débil, moléculas M 3000 Betelgeuse Moléculas dominan (H2O TiO VO CO) metales 7

8 Ensanchamiento de líneas Por temperatura Por rotación 8

9 Información Espectral La espectroscopía es la herramienta más poderosa de la Astronomía. Característica Espectral Máximo del espectro continuo Líneas presentes Intensidad de las líneas Desplazamiento de las líneas Ancho de las líneas Información Obtenida Temperatura superficial (Ley de Wien: λ = b/t) Composición química Composición, temperatura Velocidad radial (en la dirección de la visual) Temperatura, rotación, densidad, campo magnético, velocidad (turbulencia) 9

10 Inscribirse al final de la clase. Lista Estrellas de temas tienen clases distintos pasadas en brillos. (También distintos colores.) 10

11 Magnitudes Aparentes Hiparco, un siglo antes de Cristo clasificó las estrellas de acuerdo con sus brillos en seis categorías 1ª - 6ª magnitud más brillante: 1ª magnitud, m=1 más débil: 6ª magnitud, m=6 Escala inversa a lo que podríamos esperar. La escala es logarítmica (refleja la respuesta del ojo humano). 5 magnitudes corresponden a un factor 100 en brillo 11

12 Luminosidad vs brillo aparente Luminosidad es una característica intrínseca de la estrella. Físicamente corresponde a su potencia o cuánta energía emite por unidad de tiempo. Se mide, por ejemplo, en watts (W). Brillo aparente es cuánta energía nos llega por unidad de tiempo y de área, flujo. Depende de la distancia. Se mide, por ejemplo, en W/m 2. Estrellas se ven iguales desde la Tierra, pero son distintas. Para estudiar estrellas es muy importante saber su distancia. 12

13 Determinación de distancias Las estrellas están muy lejos. Cómo podemos medir sus distancias? Las medidas más directas son las geométricas Paralaje Sólo aplicable a estrellas cercanas Las medidas indirectas se hacen usando comparaciones y calibraciones. Comparando brillos de estrellas similares Usando estrellas variables, que sabemos cómo varían dependiendo de luminosidad Son aplicables a gran distancia, aunque menos precisas Son los primeros escalones de la escalera de distancias cósmicas. 13

14 Paralajes Estelares La órbita de la Tierra alrededor del Sol provee la base de un triángulo con vértice en la estrella, que se puede usar para medir distancias. Definimos ángulo de paralaje p usando el triángulo. Ese ángulo p es muy pequeño. Cuando p=1, la estrella está a 1 pársec (parallax second): 1 pc = UA = 3,26 años luz 14

15 Paralaje (exagerado) 15

16 Paralajes de estrellas cercanas Los ángulos de paralajes son muy pequeños porque las estrellas están muy distantes. Por ejemplo, para Próxima Cen, la estrella más cercana, se mide: p=0,75. (1 = un segundo de arco = 1/3600 de grado) Esto nos da una distancia de d = 1/p = 1,3333pc = AU = 4,3 ly. El límite de los telescopios terrestres es p>0,01, o sea que estamos limitados a las estrellas con d<100pc. La misión espacial Hipparcos midió paralajes precisos hasta d < 500 pc alrededor del Su sucesora, Gaia, va a hacerlo hasta d < 10 kpc durante esta década. cf tamaño de la Vía Láctea R ~ 20 kpc = pc ~ años luz 16

17 Luminosidades Midiendo el brillo y la distancia a una estrella, podemos conocer su luminosidad. Unidad: L sol Ejemplos Alfa Centauri: 1,5 Lsol (estrella brillante más cercana) Próxima Centauri: 0,0006 Lsol (compañera de α, no la vemos sin telescopio) Sirio: 25 Lsol (más brillante en el cielo) Betelgeuse: Lsol (hombro de Orión) 17

18 Si Alfa Centauri estuviese a una distancia mayor de la Tierra, entonces su paralaje A. aumentaría B. disminuiría C. se mantendría igual D. cambiaría de color La luminosidad de una estrella es A. su temperatura superficial B. la cantidad total de energía que emite a lo largo de su vida C. su brillo aparente en el cielo D. la potencia de la radiación que la estrella emite 18

19 Cómo estudiamos poblaciones de estrellas? 19

20 Diagrama color magnitud Temperatura Estrellas más brillantes (intrínsicamente) hacia arriba. Estrellas más calientes hacia la izquierda. Secuencias principal gigantes rojas rama horizontal enanas blancas La presencia de secuencias nos indica que estrellas son objetos simples, predecibles. La posición de una estrella en una secuencia o rama tiene relación con su estado de evolución. También se llama diagrama Hertzprung Russel (HR). Luminosidad 20

21 Temperatura Luminosidad 21

22 Determinación de parámetros estelares Además de la temperatura (T) y luminosidad (L), qué otros parámetros físicos caracterizan una estrella? La composición química La edad (t) La masa (M) El radio (R) Estos parámetros pueden ser medidos mejor para: estrellas cercanas (espectro -> composición) estrellas binarias (órbita -> masa) estrellas variables (variación y frecuencia -> tamaño) estrellas en cúmulos (fácil estudiar grupo con igual edad). En general la mayor incerteza está introducida por la distancia. Si ésta tiene un gran error, los parámetros estelares son inexactos. 22

23 Determinación de Radios Para el Sol se mide un diámetro angular de α = 0,533 = 1920, o sea para una distancia de 1AU = 150x10 6 km equivale a: D=1,4x10 6 km. Para la estrella más cercana Próxima Cen a 1,3 pc el diámetro angular es tan pequeño que es imposible de medir. Betelgeuse es la 2a estrella en el cielo de diámetro aparente más grande, después del Sol, y mide sólo 0,05. Los radios de algunas estrellas distantes pueden ser medidos usando estrellas binarias eclipsantes, ocultaciones lunares e interferometría. Para otras estrellas, sólo podemos saber sus tamaños usando modelos. Para una masa dada, el radio determina la gravedad de la estrella y su densidad media. Para una luminosidad dada, el radio determina la temperatura superficial de la estrella. 23

24 Determinación de Radios El rango de radios estelares para estrellas de secuencia principal es: 0,1 R < R < 25 R Sin embargo, el radio cambia durante la evolución de una estrella como el Sol: las estrellas enanas blancas pueden tener <0,01 R, y las estrellas supergigantes pueden llegar a tener >1000 R 24

25 Tamaños estelares en el diagrama H-R Estrellas de igual temperatura brillan más si tienen más área (son más grandes). Estrellas de igual luminosidad son más calientes si tienen menos área (son más chicas). ( ) 25