Mediendo las estrellas: distancias, luminosidades, temperaturas, … · 2018-05-29 · Estrellas...
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Mediendo las estrellas:distancias, luminosidades, temperaturas,tamaños, espectros
estrellas con luminosidades diferentes se pueden apareceriguales! > distancia es necesaria para saber losparametros fisicos
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El paralaje espectroscopico: clasificacion de luminosidaden el diagrama HR
clasificacion de temperatura > tipos espectrales (O B A F G K M)
igual posible: clasificacion de luminosidadrazon: lineas espectrales son mas angostas en estrellas luminosas
I: ''sobregigantes''
II: ''gigantes luminosas''
III: ''gigantes''
IV: ''subgigantes''
V: ''estrellas de secuencia principal'' (enanas)
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espectro > luminosidad verdadera > comparison con brillo
> distancia! ''paralaje espectroscopico''
rango: toda la Via Lactea y galaxias cercanas
Laparente=Lverdadera
4 r 2
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Masas estelares
el Sol: los planetas como pruebas de masaotros estrellas: planetas demasiado debil para ver, pero:
40% de las estrellas pertenecen a un sistema binariaKrueger 60: estrella binaria ''visual''
3. ley de Keplerdificultad: la orbita visible no esla orbita verdadera, pero soloproyeccion de la orbita en el cielo
falta el movimiento radial
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efecto Doppler: deplazamiento de lineas espectrales debidoal movimiento radialhacia al observador > deplazamiento al azulalejando del observador > deplazamiento al rojo
estrella brillante alejando
estrella brillante acercando
lineas dereferencia
lineas dereferencia
estrella
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frecuentamente: estrellas demasiado cerca > aparece como 1 estrellapero: efecto Doppler observable ''binaria espectroscopica''dificultad: la inclinacion de la orbita desconocida
cuando la orbita esta en linea de vista > eclipse ''binarias eclipsantes'' > inclinacion conocida
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A lo largo de la secuencia principal:relacion entre luminosidad, masa y radio estelar estrellas en la secuencia principal tienen estructura similar
L ~ m^(3.5)
dependencia fuerte!masas mas grandes: 100 masas solaresmasas mas pequeñas: 0.08 masas solares
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en muchas cosas: medida exacta de la temperatura es dificil>en lugar de luminosidad, temperatura brillo en banda V, index de color> diagrama magnitudcolor
cumulo estelar: estrellas en la misma distancia > diferencias en luminosidad = diferencias en brillo
un cumulo ''abierto''Messier 37
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Distribucion de masas estelaresempiricamente dN
dm=cte .∗m−2.2
universal!???
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El paralaje usar el movimiento dela Tierra para medir la distancia deestrellas cercanas
paralaje: mitad del angulo del deplazamiento de una estrella cercana
distancia TierraSol: 1 U.A.unidad de distancia estelar:1 parsec (pc) = 1/ ['']
ejemplo Centauri: paralaje = 0.75''> distancia[pc] = 1/0.75 = 1.3 pc1 pc = 3 10^13 km
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La cercania del Sol
densidad promedio – 1 estrella por pc^3
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Las estrellas se mueven en el cielo! ''Movimiento proprio'' = componente tangencial del movimiento en el espacio
movimiento mas grande:''estrella de Barnard'':10'' / año
distancia > velocidad en kilometros/s
componente radial porefecto de Doppler!
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Medidas de distancias por paralaje posible hasta100200 pc, mas grande: otros metodos
Luminosidad absoluta:energia que emite una estrella independiente de la distancia[erg/s] Brillo aparente:energia que alcanza al observador:depende de la distancia[erg/s/cm^2]
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L(aparente) = L(absoluta)/(4 distancia^2)
L(absoluta) conocidaL(aparente) medible
> distancia
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Astronomos miden ''magnitudes'' en lugar deluminosidadesdefinicion: m1−m2=−2.5 log
L1
L2
> objeto brillante > magnitud numericamente baja (incluyendo negativos) objeto debil > magnitud numericamente alta
en realidad: generalmente es solo posible medir la luminosidad en rangos de longitud de onda (''bandas'')ejemplo: banda V (visual) 5000 – 6000 Å banda B (azul) 3500 4500 Å
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1 mag = factor 2.55 mag = factor 10010 mag factor 10 000
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Dos parametros determinan la luminosidad absoluta de una estrella:1. temperatura superficial2. radio
estrellas tienen coloresdiferentes:Beteigeuze: rojoRigel: blanco/azul
Beteigeuze: ''fria'' > 3000 KRigel: caliente > 20 000 K
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Repeticion: Cuerpo Negro
concepto teorico de termodinamica: cuerpo negro es cualqier cuerpo con absorcion infinitamente alta
> emission: cuerpo negro emite exactamente de su superficie> propriedad mas importante: cuerpo negro emite un espectro continuo con dependencia caracteristica de longitud de onda (frecuencia), unico parametro: temperatura
estrellas son cuerpos negros en buena aproximacion!
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maximo de emision > ley de Wien max=0.29 [cm ]T [K ]
comparison de intensidaden dos bandas > temperatura
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luminosidad de un cuerpo negro: per area multiplicado por la superficie da la luminosidad total:
R: radio de un cuerpo negro: constante de StefanBoltzmann
> temperatura, radio > luminosidad o>luminosidad, temperatura > radio o>radio, luminosidad > temperatura
T 4
L=4 R2T 4
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Otro camino a temperaturas estelares: espectros
lineas espectrales deabsorcion se forman enla atmosfera (cromosfera)
la luz continua viene dela fotosfera
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Formacion de lineas en el ejemplo de hidrogeno
estado basico estado excitado
absorcion de un foton: transicion basico > excitado > linea de absorcion
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transicion excitado > basico : emision de un foton > linea de emisionelementos mas pesado: muchas estados de energia > muchas lineas
espectro de emisionde hierro
espectro solar (absorcion)
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Clasificacion de los espectros estelares (O B A F G K M)secuencia de temperaturas
hidrogeno debil, HeII
H fuerte, HeI, HeII
hierro, calcio + ....
H debil (casi todos atomosen estado basico)
moleculas...
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Distribucion de luminosidades y temperaturas:el diagrama HertzsprungRussell
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El diagrama HertzsprungRussell – las estrellas cercanas
lineas de radios constantes
majoria de estrellasestan en la''secuencia principal''
luminosidad,temperaturaradio
L=4 R2T 4
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Estrellas mas brillantes en el cielo
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El diagrama HR – estrellas con paralajes conocidos
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El paralaje espectroscopico: clasificacion de luminosidaden el diagrama HR
clasificacion de temperatura > tipos espectrales (O B A F G K M)
igual posible: clasificacion de luminosidadrazon: lineas espectrales son mas angostas en estrellas luminosas
I: ''sobregigantes''
II: ''gigantes luminosas''
III: ''gigantes''
IV: ''subgigantes''
V: ''estrellas de secuencia principal'' (enanas)
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espectro > luminosidad verdadera > comparison con brillo
> distancia! ''paralaje espectroscopico''
rango: toda la Via Lactea y galaxias cercanas
Laparente=Lverdadera
4 r 2
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Masas estelares
el Sol: los planetas como pruebas de masaotros estrellas: planetas demasiado debil para ver, pero:
40% de las estrellas pertenecen a un sistema binariaKrueger 60: estrella binaria ''visual''
3. ley de Keplerdificultad: la orbita visible no esla orbita verdadera, pero soloproyeccion de la orbita en el cielo
falta el movimiento radial
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efecto Doppler: deplazamiento de lineas espectrales debidoal movimiento radialhacia al observador > deplazamiento al azulalejando del observador > deplazamiento al rojo
estrella brillante alejando
estrella brillante acercando
lineas dereferencia
lineas dereferencia
estrella
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frecuentamente: estrellas demasiado cerca > aparece como 1 estrellapero: efecto Doppler observable ''binaria espectroscopica''dificultad: la inclinacion de la orbita desconocida
cuando la orbita esta en linea de vista > eclipse ''binarias eclipsantes'' > inclinacion conocida
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A lo largo de la secuencia principal:relacion entre luminosidad, masa y radio estelar estrellas en la secuencia principal tienen estructura similar
L ~ m^(3.5)
dependencia fuerte!masas mas grandes: 100 masas solaresmasas mas pequeñas: 0.08 masas solares
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en muchas cosas: medida exacta de la temperatura es dificil>en lugar de luminosidad, temperatura brillo en banda V, index de color> diagrama magnitudcolor
cumulo estelar: estrellas en la misma distancia > diferencias en luminosidad = diferencias en brillo
un cumulo ''abierto''Messier 37
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Diagrama HR observacional
secuencia principal
distribution de lasmasas
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Distribucion de masas estelaresempiricamente dN
dm=cte .∗m−2.2
universal!???
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Evolucion de las estrellasPor que el Sol es estable? presion por la energia interna = presion por la gravitacionenergia interna: fusion nuclear en el centro H > He durante esta epoca: Sol esta en la secuencia principal hay suficiente hidrogeno > Sol se queda en este estado por 1010 años
Pero: densidad de nucleosen el centro aumenta
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justamente nacido
despues de 5 105 años
despues de 1010 años
''fuego'' de H apaga en el centro
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Helio: 2 protones > no se puede ser quemado con 107 K > Hidrogeno quemando en una cascara
se sale el equilibrio:densidad en el centro aumenta > libera energia gravitacional>temperatura sube
>capas exteriores expanden
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Camino evolucionario en el diagrama HR
en la secuencia principal: 4 protones > 1 He
con temperatura mas alta:
carbono+ 4 protones > carbono + Heciclo ''CNO''> mas energia> mas expansion de cascaras exteriores> ''gigante rojo''
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Duracion de la fase de secuencia principal
para estrellas menos masivas (Sol) > duracion larga
para estrellas mas masivas > duracion corta
t SP~M H
Lpero: M_H (masa de hidrogeno en el centro) proporcional a la masa estelar y L~M 3.5
entonces: t SP~M−2.5
si el Sol esta en la secuencia principal for 1010 años,una estrella de 50 masas solares esta por 5.6 10^5 años !