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AS 42A: Astrofísica de Galaxias
Clase #1
Profesor: José Maza Sancho
5 Marzo 2007
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Profesores del curso:
Dr. Mario Hamuy Wackenhut: Introducción
a la Cosmología
Dr. José Maza Sancho: Introducción a
astrofísica de galaxias.
Ayudante:
???
Bibliografía
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“An Introduction to Galaxies and Cosmology”
Mark Jones & Robert Lambourne, Cambridge
University Press, 2004.
“Galaxies in the universe” Linda Sparke & J.
Gallagher, Cambridge University Press, 2000.
“Galaxies: Structure and Evolution” R. Tayler,
Cambridge University Press, 1996.
“Galaxies and Galactic Structure” Debra
Elmegreen, Prentice Hall, 1998.
“Astrophysics II: Interstellar matter & Galaxies”
Richard Bowers & Terry Deeming, Jones &
Bartlett Publishers, 1984.
Introducción:
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Las galaxias son grandes conglomerados
de estrellas que contienen desde 106
hasta 1012 estrellas.
El Universo está lleno de miles de
millones de galaxias que se agrupan en
cúmulos que contienen desde unas pocas
docenas hasta varios miles de galaxias.
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
Se define la LUMINOSIDAD de una
estrella como la cantidad de energía que
emite por unidad de tiempo.
A una distancia “d” de una estrella se
define el flujo como la cantidad de energía
recibida por cm2 por segundo.
L
F
2
4d
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
El flujo que recibimos del Sol se llama la
constante solar y corresponde a 2 calorías
por cm2 por minuto.
Unidad astronómica de distancia:
149.600.000 kilómetros
Luminosidad solar:

ergs
Lo  3,8 10
seg
33

Luminosidades estelares

Las luminosidades de las estrellas están
comprendidas en un amplio rango:
L
6
10 
 10
Lo
4

Masas estelares
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Masa solar: Mo = 2x1033 gramos
Mo = 333.000 masas terrestres (M)
M = 5,98x1027 gr.
Masas estelares:
M
0,08 
100
Mo
Radios estelares
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
Ro = 696.000 km
Radios estelares:
R
0,01 
 1.000
Ro

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
Radio angular del Sol = 961
Diámetros angular del Sol = 1.992
Distancia a la estrella más cercana =
270.000 U.A.
Diámetro angular del sol a 270.000 U.A.
1.992/270.000 = 0,007
ES MUY DIFICIL MEDIR DIAMETROS
ESTELARES.
TEMPERATURAS DE
FOTÓSFERAS ESTELARES

Temperatura fotosférica del Sol: 5.800 K
2.500K  T  100.000K
Luminosidad
L  4R  SB T
2


 
4
SB = constante de Stefan-Blotzman
SB = 5,67 x 10-8 W m-2 K-4
= 5,67 x 10-5 erg cm-2 K-4
Temperatura efectiva

Se define la temperatura efectiva de una
estrella como la temperatura que debe
tener un cuerpo negro que emita, por
unidad de superficie, lo mismo que la
estrella.
L
Teff  4
2
4R  SB
FLUJO
F




0
0
 F ( )d   F ()d
Para un cuerpo negro:
F   SB T
4

Ley de Wien
max  T  2,9mm  K 
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1 Å = 1 Angstrom = 10-8 cm = 10-10 m
Para el Sol T  5.800 K
max = 2,9/5.800 = 5x10-4 mm = 5.000 Å
Espectros estelares
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Hacia fines del siglo XIX, en el Observatorio de
Harvard, se desarrolló un sistema de
clasificación de espectros estelares.
Se clasificaron las estrellas de acuerdo con la
intensidad de las líneas de Balmer.
Luego tuvieron que re-ordenar la secuencia
para hacerla compatible con una secuencia de
temperaturas.
O, B, A, F, G, K, M
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
Casi 400.000 estrellas fueron clasificadas
en el catálogo Henry Draper (HD).
Cada tipo espectral se sub-divide en diez
pares, de 0 a 9 (ejemplo: el Sol es G2).
O, B, A: estrellas tempranas
G, K, M estrellas tardías
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Estrellas O:
T > 30.000 K
líneas de HeII y CIII
Estrellas B:
11.000 < T < 30.00
líneas de HeI
Estrellas A:
7.500 < T < 11.000
serie de Balmer alcanza su máxima
intensidad
Estrellas F:
6.000 < T < 7.500
Balmer en declinación, metales ionizados
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Estrellas G:
5.200 < T < 6.000
metales ionizados 
metales neutros 
líneas H & K del CaII muy prominentes
banda G del CH en 4300 Å
Estrellas K:
3.800 < T < 5.200
líneas de metales neutros
TiO
Estrellas M:
2.500 < T < 3.800
bandas moleculares
TiO (óxido de Titanio) y VO (óxido de Vanadio)
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El espectro de una galaxia es una mezcla de
diferentes clases de estrellas.
En el azul el espectro está dominado por las
estrellas A, F y G.
En el rojo por las K y las M.
Las estrellas O y B son muy poco abundantes
para dominar el especto de una galaxia.
Los espectros estelares contienen información
acerca de la temperatura fotosférica, de la
composición química y también acerca de la
gravedad superficial.
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Mayor gravedad superficial implicará
mayor densidad electrónica y por efecto
Stark, un ensanchamiento de las líneas.
Hay estrellas gigante y enanas.
Las enanas tienen alta gravedad
superficial y líneas anchas.
Las gigantes tienen baja gravedad
superficial y líneas angostas.

L  M 
  
Lo M o 

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
Donde:

  5 para M  Mo
  3,9 para Mo  M  10 Mo
y para
10 Mo  M
 M 
L  50Lo  
M o 
2,2
Enanas Blancas
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
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R ~ 0,01 Ro ~ R
En un sentido estricto las enanas blancas
son remanentes estelares no estrellas,
pues no generan energía
EB ~ 106 o
o ~ 1,4 gr cm-3
EB ~ 106 gr cm-3

Tiempo en la secuencia principal:
M

L


Como L ~ M3,5
 ~ M-2,5
