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ASTRONOMIA ESTELAR
Introducción
CARRERA
LICENCIATURA EN FÍSICA, MENCION
ASTRONOMIA
ASTRONOMIA ESTELAR
6º SEMESTRE
3,0 HORAS
9,0 CREDITOS
54 CREDITOS
TEORICO
FÍSICA CONTEMPORANEA
NOMBRE DE LA ASIGNATURA
PERIODO
Nº DE HORAS SEMANALES
CREDITOS
TOTAL HORAS SEMESTRALES
MODALIDAD
PRERREQUISITOS
OBJETIVOS
El objetivo de este curso es presentar a los estudiantes los conceptos físicos
más importantes sobre la radiación y los estados de la materia, la
formación y evolución de las estrellas y sus estados finales. Se busca
entregar a los estudiantes herramientas tanto teóricas como
observacionales para iniciar proyectos de investigación en el área de
astrofísica estelar.
Unidad I
- Datos básicos de las estrellas
- El Sol: La estrella más cercana
- Estrellas variables y tipos estelares especiales
Unidad II
- Transporte radiactivo
- Teoría del coeficiente de absorción de línea
- Absorción continua
Unidad III
- Atmósferas estelares
- Modelos de la atmósferas
Unidad IV
- Generación de energía termonuclear
- Estructura interna de las estrellas
- Evolución estelar
Unidad V
- Estados finales de la evolución estelar
- Actividad en el Sol y las estrellas
- Rotación de las estrellas.
METODOS DE ENSEÑANZA
Clases teóricas, apoyadas por pagina Web especifica para el
curso, con ilustraciones, ejercicios y animaciones.
METODOS DE EVALUACIÓN
Dos Pruebas parciales y un examen final.
BIBLIOGRAFÍA
- Bowers y Deeming: Astrophysics I, The Stars, Jones and
Bartlett Publ., Inc., 1984 (indica el nivel del curso).
- Harwit: Astrophysical Concepts, Springer-Verlag, 1988
- Schatzman y Praderie: The Stars, Springer-Verlag, 1992
- Kitchin: Stars, Nebulae and the Interstellar Medium, Adam
Hilger, 1987
- Bohm-Vitense: Introduction to Stellar Astrophysics, Vol. 1-3,
Cambridge University Press, 1989.
- Gray: Stellar Photospheres, Observation and Analysis,
Wiley, 1973
DISTANCIAS
Radar
• Distancias en el sistema Solar.
• Se trata de una técnica que consiste en emitir al espacio
ondas de radio muy cortas ("microondas"), del tipo de
las que se utilizan en radar; las ondas rebotan en el
planeta y vuelven a ser captadas y detectadas en la
Tierra. Las microondas se desplazan a una velocidad
que se conoce con gran exactitud; el lapso del tiempo
transcurrido entre la emisión y la recepción también se
puede medir con precisión.
• En 1961 se recibieron microondas reflejadas por Venus.
• 1km error.
• Esta verificado con naves espaciales:
MAGNITUDES
La escala de luminosidad en Astronomía se define de
manera logarítmica, usando la proporcionalidad:
El flujo de energía emitido por una estrella está dado
en función de su luminosidad y su radio así:
La escala logarítmica de luminosidad es inversa, de
manera que los objetos más brillantes tienen
magnitudes menores que los objetos menos
brillantes.
Definimos la magnitud absoluta como la magnitude de
una estrella ubicada a 10 pc de distancia.
Así, para el Sol tenemos:
La absorción interestelar se debe incluir como otro
parámetro en la ecuación que relaciona magnitudes
absolutas y distancias.
Paralajes Fotométricas y
Espectroscópicas
Cuando las estrellas están más lejos y su paralaje es
tan pequeña que no se puede medir, usamos
mediciones indirectas basadas en el conocimiento
de los tipos espectrales o la fotometría de esas
estrellas.
• Ciertos tipos de estrellas tienen el brillo bien
determinado, y pueden ser usados como
indicadores de distancias. Las más útiles son als
estrellas pulsantes RR Lyrae y Cefeidas. Usando sus
curvas de luz se puede encontrar una relación muy
precisa entre los períodos y las luminosidades de
estas estrellas.
• Estrellas pulsantes P - L Curvas de luz
ESPECTROS ESTELARES
Las estrellas en una primera aproximación
pueden ser descriptas como cuerpos negros
de determinado radio y temperatura. Un
cuerpo negro emite un espectro contínuo de
energía.
Radiación de cuerpo negro:
Cuando la longitud de onda tiende a infinito,
tenemos la ley de Rayleigh-Jeans, válida en
general para el infrarojo:
El máximo de esa función, donde el cuerpo
negro emite la mayor cantidad de energía,
depende sólo de la temperatura, y está dado
por la ley del desplazamiento de Wien:
Relaciones entre la luminosidad, radio y flujo
de un cuerpo negro.
ÍNDICES DE COLOR
CLASIFICACIÓN ESPECTRAL:
La corrección bolométrica es la diferencia entre el espectro integrado y el
espectro en un solo filtro, y se expresa:
Existe una relación clara entre colores fotométricos de las estrellas y su
Teff.
El tipo espectral de una estrella depende principalmente de dos
parámetros: Teff , L.
Las líneas presentes en los espectros corresponden a los distintos
elementos presentes en la atmósfera de las estrellas, y tienen un
ancho natural debido a las características atómicas.
Ensanchamiento de líneas: intrínseco, rotacional, turbulencia.
Algunas estrellas exhiben líneas asimétricas, que son debidas a
movimientos macroscópicos del gas (por ejemplo la estrella P Cyg,
que da nombre a los perfiles de líneas de tipo P Cyg. Absorción vs
Emisión de líneas.
CLASIFICACIÓN ESPECTRAL
Si los átomos del gas que absorve están en movimiento, la
absorción se realiza en una longitud de onda distinta.
Por lo tanto, átomos de distintas velocidades producen una
absorción de línea. Las alas de esas líneas dependen del
estado de los átomos en el gas que absorve, y se pueden usar
como barómetros - termómetros, para medir la presión o
temperatura del gas.
Las atmósferas de distintas estrellas son diferentes. En particular,
las estrellas gigantes tienen atmósferas muy extendidas,
mientras que las estrellas enanas poseen atmósferas más
delgadas. Esto también se refleja en el perfil de las líneas.
El perfil de línea es en general el resultado de la convolución de
gaussiana con una lorentziana, lo que se denomina perfil de
Voigt.
DETERMINACIÓN DE MASAS
• Medidas directas en binarias:
De la tercera ley de Kepler se tiene:
P es medido, pero necesitamos calcular a
distancia errores .
• Además debemos conocer la órbita absoluta
de una estrella al menos con respecto a las
estrellas fijas binarias visuales.
• Existe una relación entre la masa M y la
luminosidad L de una estrella:
• Relación M-L: (sólo para estrellas MS)
RADIOS ESTELARES
Las estrellas son distantes, y la proyección de sus radios en el
cielo es:
Dadas que son tan importantes, las mediciones de radios
estelares se realizan usando distintas técnicas:
Interferometría, estrellas binarias, ocultaciones, flujo infrarojo.
Para estrellas binarias eclipsantes, tenemos las siguientes
relaciones de los eclipses:
Durante el contacto exterior :
DIAGRAMA HERTZSPRUNGRUSSELL
El diagrama H-R también se conoce como Diagrama Color - Magnitud grafica magnitudes o luminosidad de las
estrellas vs colores o temperaturas. este gráfico es muy importante, porque nos permite relacionar
parámetros físicos con las observaciones de las estrellas.
Teoría Observación
Para conocer las magnitudes absolutas o luminosidades de las estrellas necesitamos conocer sus distancias,
usando:
La medición de distancias es importante en Astronomía, y le mejor fuente disponible al presente es el
catálogo de la misión Hipparcos. Este fué un satélite astrométrico de la Agencia Espacial Europea ESA,
que durante un par de años midió paralajes muy precisas de estrellas cercanas (con D<500 pc).
Hipparcos.
Además, para conocer las luminosidades necesitamos las correcciones bolométricas para cada estrella, dada
por:
Para ello usamos los datos solares como referencia.
DIAGRAMA HERTZSPRUNGRUSSELL
ABSORCIÓN INTERESTELAR:
La luz de las estrellas se extingue y se enrojece debido a la
absorción de polvo interestelar. La relación entre el color
intrínseco de la estrella y su color observado es:
B - V = (B- V)0 + E(B- V)
Donde E(B- V) es el enrojecimiento, y la extinción es:
En general, la relación entre el color B-V t la temperatura de color
para estrellas de la Secuencia Principal (MS) es:
DIAGRAMA HERTZSPRUNGRUSSELL
DIAGRAMA H-R: Definimos el diagrama
H-R, que veremos en detalle más
adelante.
Secuencia principal a enanas, subenanas.
Gigantes , supergigantes.
Enanas blancas.
Enanas marrones.
Pre-secuencia principal.
Diagrama Hertzsprung Russsell