Download IA07mod1a.pps

Introducción a la
Astronomía
Dr. Miguel Angel Trinidad Hernández
Dr. Heinz Andernach
Depto. de Astronomía, UG
1
Temario I (M.A. Trinidad Hdz.)

Módulo 1. La astronomía y el universo
- Los cielos
- Historia de la astronomía
- Leyes de la naturaleza
- Radiación y energía

Módulo 2. Nuestro sistema planetario
- Los planetas y satélites
- Cometas y asteroides
- Anillos y meteoritos
- La formación del sistema solar
2
Temario II (H. Andernach)

Módulo 3. Estrellas y la evolución estelar
- El Sol
- Estudiando a las estrellas
- El medio interestelar
- Formación estelar
- Evolución estelar
- La muerte de las estrellas: supernovas, WD, NS, y BH

Módulo 4. Galaxias y cosmología
- La Vía Láctea
- Galaxias normales
- Galaxias activas y cuasares
- Cosmología
3
Evaluación
Dos exámenes parciales:
35% cada uno
Tareas y/o actividades:
30%
Primera parte:
Conjunto de problemas a resolver de los dos primeros módulos.
Problema y/o pregunta al inicio de la clase.
Exposiciones en clase
4
Astrofísica y Astronomía
Existen muchas diferencias entre la astrofísica y otras ramas de la
física: los experimentos controlados son prácticamente
imposibles.
Esto significa:
• Sí existen muchos efectos físicos diferentes operando
simultáneamente en un sistema complejo, no podemos aislarlos uno
por uno.
• El conocimiento de fenómenos raros es limitado, p.ej. se sabe poco
acerca de los brotes de rayos de gamma.
• Es importante usar la mas mínima información disponible: muchos
avances de han logrado con estudios en diferentes regiones del estro
electromagnético.
• Los argumentos estadísticos juegan un papel importante en el´área
de la física experimental.
5
Una vista del universo profundo
6
Unidades de Distancia
DistanciaTierra-Sol: 1 UA = 1.496 x 1013 cm
Distancia a Jupiter: 5 UA
Distancia a Plutón: 35 UA
7
Unidades de Distancia
1 año luz (a.l.): 3x1010 cm/s X 3x107 seg/año: 9.4605 x 1017 cm
1 parsec (pc): 3.0857x1018 cm = 3.2616 a.l. = 206265 UA
A la distancia de un parsec, 1UA subtiende un ángulo de
1 segundo de arco. La distancia de la Tierra a una estrella que
Tiene un paralaje de 1 segundo de arco.
La estrella más cercana está a 4 años luz
El centro de nuestra galaxia está a 25000 años luz
8
Conceptos Sobre la Esfera Celeste

Eje Polar: Eje alrededor del cual tiene su movimiento aparente la
esfera celeste. Es paralelo al eje terrestre e intercepta a la esfera
celeste en los polos N y S.

Polaris: es la estrella que nos indica la dirección del polo Norte
celeste. Su elevación sobre el horizonte (altitud), nos da la latitud
del lugar donde se encuentra el observador.

Paralelos Celestes: son los círculos paralelos al ecuador celeste.

Ecuador celeste: es el paralelo celeste de circulo máximo.

Meridiano celestes: son los círculos que interceptan los polos
celestes.

El Meridiano: meridiano celeste que pasa por el cenit.
9
Conceptos Sobre la Esfera Celeste
Eclíptica: trayectoria aparente del sol en su paso anual por las
constelaciones. Este plano existe, debido a que la Tierra se mueve
en un plano alrededor del Sol. Como todos los planetas se mueven
cerca de dicho plano, ellos siempre se observan cerca de la
eclíptica. Por esta razón, los planetas son fáciles de identificar si se
conocen las constelaciones del zodiaco. Entre el plano de la
eclíptica y el ecuador hay un ángulo de 23.5º, que es debido a la
inclinación del eje terrestre respecto al plano Tierra-Sol.
Constelaciones del Zodiaco: las 12 constelaciones interceptadas
por la eclíptica.
10
Los Cielos
Desde de la Tierra el cielo parece como un domo gigante arriba de
nosotros. Tanto el zenith como el horizonte se definen localmente.
11
La Esfera Celeste
Es imposible decir que tan lejos están las cosas o cual es la profundidad
de la esfera celeste
Las estrellas son ilustradas como
puntos brillantes en una esfera
cristalina
12
El Ecuador y Polo Celestes
Nosotros proyectamos la Tierra en el cielo y su rotación se ve reflejada en él.
El “diurno” (diario) del cielo es debido justamente a la rotación de la Tierra.
13
Salida y Puesta
Algunas estrellas (en algunas latitudes)
nunca se ocultan y se llaman
circumpolares.
El tamaño de la región circumpolar
aumenta
a
medida
que
nos
aproximamos a los polos.
No se pueden ver estrellas en el
hemisferio circumpolar opuesto. Las
estrellas pueden salir del Este, Sureste
o Noreste.
14
La Trayectoria del Sol
La altitud del polo depende de la altitud en la que nos
encontremos.
El Sol nunca podrá sobrepasarla.
La altitud del Sol depende de la estación del año.
15
Coordenadas Celestes
Para ubicar las estrellas en algún punto del cielo, se debe especificar que
tan elevada está y en que dirección (altitud y azimuth). O de otra manera,
se puede proyectar su latitud (declinación) y longitud en el cielo, pero
debido a que la Tierra rota, nosotros tendremos que usar la ascensión
recta, la cual se mantiene fija para las estrellas.
16
El Plano de la Eclíptica
La proyección de la trayectoria del Sol sobre la esfera celeste, o
equivalentemente la proyección del plano de la órbita de la Tierra,
se llama la eclíptica. La eclíptica tiene una inclinación del 23º
sobre el ecuador.
17
El Plano de la Eclíptica
En otras palabras, como la órbita de la Tierra es casi circular, se
define un plano en el espacio llamado plano de la eclíptica.
La Tierra gira alrededor del Sol
en sentido contrario a las
manecillas del reloj. Su
rotación también es en esta
dirección.
18
Carta del Cielo
Notar como el Sol parece ir al norte y al sur a medida que el año avanza.
El punto cero de Ascensión Recta ocurre cuando la primavera cruza el
ecuador (equinoccio vernal). Los solsticios ocurren por su paso máximo
al norte o hacia el sur.
19
Las Estrellas Estacionales
Las constelaciones a lo largo
de la eclíptica se llaman el
Zodiaco. Ninguna es visible
durante todo el año debido a
que la Tierra está orbitando
al Sol, por lo cual las
constelaciones del Zodiaco
van cambiando conforme
transcurre el año. Las
constelaciones por si mismas
son agrupaciones arbitrarias
de estrellas en el cielo.
Las estrellas que se ven en
la noche durante el verano
están en el día durante el
invierno.
20
Constelaciones
¿Cuáles constelaciones están en este campo del cielo?
21
Constelaciones
Orión y Tauro
22
Constelaciones
23
Las “Estrellas” de la Mañana y de
la Noche
Podemos observar a Mercurio y
a Venus en el cielo por las
mañanas. Cuando se elevan
sobre el horizonte, los dejamos
de ver. Pero si vuelven a bajar
los observaremos otra vez por la
noche.
Esto es debido a que tienen
orbitas internas a la de la
Tierra. Esto quiere decir que
solamente pueden ser vistos
a
determinados
ángulos
máximos del Sol.
24
Movimiento Retrógrado
Los planetas exteriores a la Tierra
tienen movimientos extraños (como
de regreso) respecto a las estrellas:
movimientos retrógrados. Esto es
debido al hecho de que la Tierra se
mueve alrededor del Sol mas rápido
que estos planetas, lo cual hace que
la
Tierra
se
les
adelante
periódicamente. Durante este tiempo,
estos planetas parecen moverse
hacia “atrás”, como si se regresaran
en el cielo. Esto es un gran dolor de
cabeza para los que tratan de
explicar los movimientos aparentes
de los planetas. La forma de S es
debido al hecho de que los planos
orbitales no están completamente
alineados.
25
Inclinación del Eje de la Tierra
Si nos movemos de arriba hacia abajo sobre la órbita de la Tierra,
tendremos una perspectiva diferente del movimiento de la Tierra.
Entonces notamos que con respecto a la perpendicular al plano de la
eclíptica (apuntando hacia el norte), el eje de la Tierra está inclinado un
ángulo de 23.5º
Equivalentemente podemos decir, que el ecuador de la Tierra tiene una
inclinación de 23.5º respecto al plano de la eclíptica.
El ángulo de inclinación se ajusta de tal modo que el eje de la Tierra
mantiene la misma orientación con respecto a las estrellas cuando la
Tierra gira alrededor del Sol.
26
Inclinación del Eje de la Tierra
Cuando el polo norte está inclinado directamente hacia el Sol, el Sol está
en el punto mas alto del cielo (en el hemisferio norte). A este punto se le
llama solsticio de verano.
En el caso contrario, cuando el polo norte está inclinado justo enla
dirección opuesta del Sol, el Sol está en el punto mas bajo del cielo. A
este punto se le llama solsticio de invierno.
Como ya se ha mencionado, los puntos intermedios son los aquinoccios
vernal y otoñal.
27
Precesión del Polo de la Tierra
La Tierra no es una esfera perfecta, mas bien es un oblato. Su diámetro
ecuatorial es 43 km mas grande que su diámetro polar. Esto es debido a la
fuerza de gravedad de que ejercen el Sol y la Luna sobre la Tierra.
Como resultado de esto, el eje de
rotación de la Tierra precesa, es decir,
presenta un ligero movimiento cónico
alrededor de su eje orbital.
La precesión de la Tierra es un efecto
muy pequeño, al eje de rotación le
toma 26000 años hacer un circulo
28
Precesión
La precesión de la Tierra puede observarse fácilmente estando en el
polo norte de la Tierra, donde el polo norte celeste está en el cenit.
29
Precesión del Polo de la Tierra
Diferentes posiciones del eje polar de la
Tierra debido a la precesión. Por
ejemplo, ahora y 14000 años después.
Debido a la precesión del eje polar de la
Tierra, la orientación del ecuador celeste
también cambiará, ya que necesariamente
tendrá que ser perpendicular al eje polar.
30
El Calendario
El año sideral se define como el tiempo que le toma al Sol regresar a la
misma posición respecto a las estrellas.
El año sideral es igual a 365.25 días + 9 minutos + 10 segundos
El año tropical es el tiempo que le toma al Sol regresar a la misma
posición relativo al eje de la Tierra, p.ej. de solsticio de verano a solsticio
de verano.
Debido a la precesión, el año tropical es 20 minutos y 14 segundos mas
corto que el año sideral, y es igual a 365.25 días - 11 minutos - 14
segundos
Ninguno de estos años es un numero entero en días.
En el calendario Romano inicial (~300 A.C), el año era de 365 días, así que
se quedaba corto por un día cada cuatro años.
Como resultado de esto, la fecha de los equinoccios y solsticios se
adelantaba en el calendario.
31
El Calendario
En el calendario original Romano el equinoccio vernal era el 24 de Marzo.
En el año 45 A.C. Se movió para finales de Mayo, así que el primer
emperador Romano Julio Cesar le restó 63 días del calendario de modo
que el equinoccio regresara a su fecha tradicional.
Para mantener fija la fecha del equinoccio, Caesar decretó que cada
cuatro años se le tendría que agregar un día extra al calendario, al final
del año (Febrero).
Un año con un día mas agregado se le llama año bisiesto, y a este
calendario se le conoce como Calendario Juliano.
Entonces, el calendario fue ampliado por 11 minutos y 14 segundos por
año.
Aún cuando esta cantidad es muy pequeña puede incrementarse mucho
con el tiempo y el inicio del equinoccio vernal debe de corregirse en el
calendario cerca de 1 día cada 128 años.
32
El Calendario
Para el año 325 D.C., el equinoccio vernal tenia que moverse tres días
para ajustarlo al 21 de Marzo.
En esa época el emperador Romano Constantino I convocó al Consejo de
Nicaea para establecer las fechas de las Fiestas de Navidad.
En particular, la Semana Santa se baso en la fecha del equinoccio vernal.
El equinoccio vernal continuó moviendose en el calendario
Para 1582 el equinoccio vernal tenia que moverse otros diez días.
Por consejo de los astrónomos, el Papa Gregorio estableció un nuevo
sistema para el calendario, el cual sumaba un tiempo extra de 11 minutos
y 14 segundos.
En el calendario Juliano, los años de cada siglo tendrían que ser siempre
años bisiestos, mientras que en el nuevo calendario esto ya no sucede
mas, excepto en los años divisibles por 400.
33
El Calendario
Este arreglo se conoce como el Calendario Gregoriano.
Ya que no hay un ajuste perfecto con el año tropical, futuras correcciones
serán necesarias.
Gregorio también le agrego 10 días al calendario para hacer que el
equinoccio vernal se alineara con las fechas establecidas por el consejo
de Nicaea.
Estos diez días se “perdieron” cuando se decretó que el 5 de Octubre de
1582 fuera el 15 de Octubre de 1582.
Ahora, el equinoccio vernal siempre ocurre el 21 de marzo o cerca de
esta fecha.
A pesar de su mérito científico, el Calendario Gregoriano tuvo mucha
desconfianza en el norte de Europa.
Así que no fue hasta 1752 que el Calendario Gregoriano fue finalmente
aceptado por Inglaterra y por sus colonias.
Pero la mayoría de los paises de Europa del este no adoptaron el
Calendario Gregoriano hasta a inicios del siglo 20.
34
Las Estaciones del Año
35
Sistemas de Coordenadas
La localización en la bóveda celeste de objetos astronómicos exige
establecer un adecuado sistema de referencia.
En el sistema de coordenadas esféricas, bastan tres parámetros, ρ, θ y φ,
para determinar exactamente la posición de un punto del espacio, en donde
ρ representa la distancia al origen de coordenadas, y θ y φ son los ángulos
que indican la dirección del punto respecto al origen.
36
Sistemas de Coordenadas
Tanto en las coordenadas geográficas como en las astronómicas, la
distancia al origen resulta superflua; en el caso de las coordenadas
geográficas porque los puntos a posicionar se encuentran sobre la superficie
del planeta, y en el caso de las coordenadas astronómicas porque, en
principio, no se conoce con adecuada exactitud los objetos a posicionar en la
observación de la bóveda celeste.
Por esta razón basta en general con dos parámetros, representativos de
longitudes de arco, para indicar la dirección de la posición de los objetos.
Estos parámetros o coordenadas son siempre medidos sobre círculos
máximos perpendiculares de la esfera celeste y se conocen como
coordenada ascendente o longitudinal y coordenada declinante o latitudinal.
37
Sistemas de Coordenadas
En el caso de las coordenadas geográficas, miden con bastante exactitud la
localización de cualquier punto de la superficie del planeta,
independientemente de los movimientos de la Tierra y de la posición del
observador, pero, sin embargo, no ocurre lo mismo en las coordenadas
astronómicas, en donde habría que distinguir entre sistemas de coordenadas
astronómicas locales, cuyas medidas dependen de la posición del
observador y sistemas de coordenadas astronómicas no locales, en donde
se pretende que la posición del observador no tengan influencia en la
medición de la dirección de un astro.
38
Sistemas de Coordenadas
Las coordenadas geográficas utilizan un círculo fundamental, el ecuador
terrestre, y un eje fundamental, el eje norte-sur de rotación del planeta.
Fijando un meridiano como referencia (el de Greenwich) pueden ya medirse
las dos coordenadas geográficas, longitud, de 0º a 180º Oeste y de 0º a 180º
Este del meridiano de Greenwich, y la titud, de 0º a +90 latitud norte, y de 0º
a -90º latitud sur.
39
Sistemas de Coordenadas
Astronómicos
Un sistema de coordenadas astronómicas es, simplemente, un plano p, que
llamaremos plano fundamental del sistema, y un eje perpendicular e, eje
fundamental del sistema de coordenadas.
El círculo donde hipotéticamente el plano fundamental p corta a la esfera
celeste es el ecuador celeste respecto al plano p, ecp. Y los puntos, Np y Sp,
en donde el eje fundamental corta a la esfera celeste se denominan polos
celestes respecto al eje fundamental p.
Las coordenadas de cada punto de la esfera se miden sobre círculos
paralelos al plano fundamental (coordenada ascendente, ap) y sobre
círculos máximos perpendiculares al plano fundamental y que se cortan en
los polos del eje fundamental (coordenada declinante, dp). Para efectuar su
medición se fijan orígenes respectivos en dp0 y ap0. Finalmente, es preciso
fijar un sentido, un orden, para la medición de ambas coordenadas.
40
Sistemas de Coordenadas
Con todo esto, podemos tener ya un sistema de coordenadas astronómicas.
Sin embargo, no se resuelve con esto el problema de la variabilidad de la
situación de nuestro planeta debido a sus movimientos propios.
41
Sistemas de Coordenadas
Lo que caracteriza a los diferentes sistemas de coordenadas astronómicas
es la elección del plano fundamental y, consiguientemente, de su eje
perpendicular, el eje fundamental por donde pasan los círculos máximos
meridianos sobre los que se mide la coordenada declinante y que a su vez,
delimitan perpendicularmente la medición de la coordenada ascendente. La
coordenada ascendente se mide sobre el círculo fundamental del sistema de
referencia.
Así, el plano fundamental puede ser cualquiera de los planos característicos,
generalmente de simetría, de las estructuras u objetos masivos que
observamos o bien el plano observable desde el lugar en donde nos
encontramos:
- Plano ecuatorial de la Tierra.
- Plano de la eclíptica.
- Plano de simetría de la Vía Láctea.
- Plano del horizonte visible en el lugar de observación.
42
Sistemas de Coordenadas
Con cada plano fundamental queda inmediatamente definido el eje
fundamental, es decir, su eje perpendicular, y, por consiguiente, los polos
referidos al eje fundamental. Con lo cual, también sabemos ya sobre qué
arcos han de medirse las coordenadas correspondientes, tanto declinante
como ascendente.
El siguiente paso consiste en definir el origen y sentido de la medición de
ambas coordenadas astronómicas, para lo cual habrá que elegir:
Para la coordenada ascendente: un meridiano origen para el inicio de la
medida y su sentido de medición, que puede ser Np-astro-Ns, o bien el
contrario, Ns-Astro-Np.
Para la coordenada declinante: generalmente el origen es el círculo que
define el ecuador celeste respecto de p, Ecp, en un sentido que puede ser
hacia Np, con medida positiva de 0º a 90º, o bien hacia Sp, con medida
negativa de 0º a -90º.
43
Sistemas de Coordenadas
Estos son los característicos:
Sistema
Plano
fundamental
Eje
fundamental
Coord.
ascenden
te
Coord.
declinan
te
Coordenadas
geográficas
Plano ecuatorial
de la Tierra
Longitud
Eje Norte-Sur
Geográfic
geográficos
a
Latitud
geográfic
a
Coordenadas
horizontales u
altazimutales
Plano del
horizonte del
observador
Eje ZenitNadir
Altura
Coordenadas horarias o
ecuatoriales locales
Plano ecuatorial
de la Tierra
Eje Norte-Sur Angulo
celestes
horario
Coordenadas
ecuatoriales
Plano ecuatorial
de la Tierra
Eje Norte-Sur Ascensión Declinaci
celestes
recta
ón
Coordenadas Eclípticas
Plano de la
Eclíptica
Eje Norte-Sur Longitud
eclípticos
eclíptica
Latitud
eclíptica
Coordenadas
Galácticas
Plano de simetría
de la galaxia
Eje Norte-Sur Longitud
galácticos
galáctica
Latitud
galáctica
Azimut
Declinaci
ón
44
Sistema de Coordenadas
Horizontal
Existe otro criterio de medida de la coordenada ascendente (Azimut)
consistente en tomar como origen de la medición el punto norte en lugar del
punto sur. Es decir:
45
Sistema de Coordenadas
Horizontal
- Medida de la altura: de 0º a 90º, hacia el zenit del observador.
- Medida del azimut: de 0º a 360º, en el sentido de las agujas del reloj.
46
Sistema de Coordenadas
Galácticas
- Medida de la latitud galáctica: de 0º a +90º hacia el norte galáctico y de 0º a
-90º hacia el polo sur galáctico.
- Medida de la longitud galáctica, desde el punto c, situado en dirección al
centro de la Vía Láctea (en la constelación de sagitario) en el sentido
contrario a las agujas del reloj.
Para medir la longitud galáctica se acostumbran a usar dos datos básicos: la
longitud galáctica del nodo ascendente galáctico y la ascensión recta del
nodo ascendente galáctico.
47