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ESTRELLAS
Instituto de Física - Dpto. de Astronomía, 318
andrea@fisica.edu.uy, 6965293, 099212187
Andrea Sánchez, versión 2008
•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
Temas a discutir:
Métodos para medir las propiedades básicas de las estrellas
líneas espectrales - modelocomposición
sistema binario(***) Masa
(**) Radio
midiendo color o (*) temperatura superficial
Luminosidad
midiendo paralajedistancia
recibido2 F)(distancia4πL ××=
maxcte/λT =
42 T R4πL σ××=
*Wien, ¿que es el color?, **Stefan,*** efectos gravitatorios
p tan UA1d =DISTANCIAS
Definiciones útiles
• Movimiento propio (“/yr) : Deslazamiento en el cielo, vista desde la Tierra y corregido por paralaje. Componente transversa. Bernard’s star medida durante 22 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.
• RRLyrae: tipo de variable pulsante que completa su período en pocos días. Razonamiento análogo a las cefeidas (P-L)
• Método Tully-Fisher: 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)
R R LyraeCefeidas:
Paralaje espectroscópica Tully - Fischer
2
)(4 2 rFrL ××= π
LUM
INO
SID
AD
5100
log5.2
−=−⇒=
×−=−
oo
oo
mmFF
FFmm
Magnitud aparente: Pogson
Se define en filtros U B V R I o bolometrica (integrada en todo el espectro)
Indice de Color:
cteFFVB
V
B +×−=− log5.2
cterFrL =××= )(4 2π
El vinculo de la magnitud aparente con la distancia se obtiene a partir de la relacionflujo - distancia
210)10(
)(
)10()(log5.2
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛=
×−=−
rpc
pcFrF
pcFrFMmMagnitud absoluta M:
rMm 10log5×−=−⇒
Recordar para el resto de la vida !!!
TEM
PER
ATU
RA
S
3
DIA
GR
AM
A H
-R
RA
DIO
S
42 T R4πL σ××=
MASAS1
2
2
1
2
1
mm
VV
AA
==
2
321
21)(
PAAmm +
=+
KeplerSECUENCIA PRINCIPAL
=
SECUENCIA DE MASAS
ESPECTROS
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CLASIFICACION ESPECTRAL
•Lineas presentes, ausentes, fuertes, debiles: Harvard(OBAFGKM)
•Perfil de las lineas: Yerkes (clases de luminosidad, I, II, III,IV,V)
COMPOSICION QUIMICA
•X=fraccion de H
•Y=fraccion de He
•Z=el resto “metales”
El rol de TDebilidad de H, hay poco y muchos metales ionizados?Abundancias RELATIVAS
Líneas moleculares
Acá le gusto al H, clasificaciónhistórica de Harvard
Sugerencia: ir comparando con transparencia siguiente
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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?
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ESTR
UC
TUR
A
2
2
)(
)(
rdrdSrMG
rmrMGdSP
×××−
=Δ×
−=×Δ
ρ
2)(r
drrMGdP ××−=
ρ
ECUACION DE EQUILIBRIO
HIDROSTATICO
2)(r
drrMGdP ××−=
ρ
2
3
34
r
drrGdP
××−=
ρρπ
drrGdP ×××−=⇒ 2
34 ρπ
234 2
2 RGPP CentroSup ××−=− ρπ
Si suponemos densidadconstante:
¿Quién ejerce esta presion?
•Presión del gas (peso molecular medio)
•Presión de radiacion (fotones)
•Presión de gas degenerado (electrones)
Transformacion gamma - visible
ακρ11
==CLMLa OPACIDAD del medio esuna medida de la dificultadque experimenta la radiacion (fotones) en atravesarlo
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SOL
Rotacion diferencial y actividad solar
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INTERIOR
ATMÓSFERA
núcleozona radiativa
zona convectiva
fotósfera
cromósfera
coronaVIENTO SOLAR
EN
ER
GIA
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Otros ciclos de energíaCiclo p - p …
007.0)4(=
ΔHm
m
2cm×Δ=ε
Fraccion de masa que se convierte en energia
Energia generada
Este es nuevo: CNO Otro:Triple alfa
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LcMasaTnuclear
2)(1.0007.0 ×××=
EVOLUCION ESTELAREvolucion de la relacionH/He en el Sol
Sub-giant branch
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Horizontal branch
El último descanso antes delfinal
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Estrellas masivasNova
Nova Persei
O
SN I
Y después? T es tan alta que se separan los p, n y e:
fotodesintegración
Neutronización del núcleo
SN II
Sigue el colapso y…
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Las estrellas de neutrones – Los púlsares …y otra mujer víctima de la ciencia …
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
Radio de Schwarzchild
OBJETOS COMPACTOS: NO HAY FUSION Objetivos•Entender :
•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
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