Download estrellas 1 - Ciencias de la Tierra y el Espacio

ESTRELLAS
Andrea Sánchez, versión 2008
Instituto de Física - Dpto. de Astronomía, 318
[email protected], 6965293, 099212187
Basada parcialmente en presentación de T. Gallardo
Temas a discutir:
•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
Métodos para medir las propiedades básicas de las estrellas
distancia
midiendo paralaje
Luminosidad
L  4π  (distancia ) 2  Frecibido
(*) temperatura
superficial
(**) Radio
midiendo color
o
T  cte/λ max
L  4π  R 2   T 4
(***) Masa
sistema binario
composición
líneas espectrales - modelo
*Wien, ¿que es el color?, **Stefan,*** efectos gravitatorios
DISTANCIAS
1 UA
d
tan p
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 Lyrae
Cefeidas:
Paralaje espectroscópica
Tully - Fischer
L  4  r  F (r )
LUMINOSIDAD
2
Magnitud aparente: Pogson
F
m  mo  2.5  log
Fo
F
 100  m  mo  5
Fo
Se define en filtros U B V R I o bolometrica (integrada en todo el
espectro)
Indice de Color:
FB
B  V  2.5  log
 cte
FV
El vinculo de la magnitud
aparente con la distancia se
obtiene a partir de la relacion
flujo - distancia
Magnitud absoluta M:
L  4  r  F (r )  cte
2
F (r )
m  M  2.5  log
F (10 pc)
F (r )
 10 pc 


F (10 pc)  r 
10
 m  M  5 log
r
2
Recordar para el resto
de la vida !!!
TEMPERATURAS
DIAGRAMA H-R
L  4π  R   T
RADIOS
2
4
MASAS
A1 V1 m2


A2 V2 m1
( A1  A2 )3
m1  m2 
P2
Kepler
SECUENCIA
PRINCIPAL
=
SECUENCIA DE
MASAS
ESPECTROS
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 T
Debilidad de H, hay poco y
muchos metales ionizados?
Abundancias RELATIVAS
Acá le gusto al H, clasificación
histórica de Harvard
Líneas moleculares
Sugerencia: ir comparando con transparencia siguiente
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?
ESTRUCTURA
ECUACION DE
EQUILIBRIO
HIDROSTATICO
M (r )  m
P  dS  G

2
r
M (r )    dS  dr
G
r2
M (r )    dr
dP  G
2
r
M (r )    dr
dP  G
r2
Si suponemos densidad
constante:
4 3
r     dr
dP  G 3
2
r
4
2
 dP  G   r    dr
3
2
4
R
2
PSup  PCentro  G    
3
2
¿Quién ejerce esta presion?
•Presión del gas (peso molecular medio)
•Presión de radiacion (fotones)
•Presión de gas degenerado (electrones)
Transformacion gamma - visible
CLM 
1


1

La OPACIDAD del medio es
una medida de la dificultad
que experimenta la
radiacion (fotones) en
atravesarlo
SOL
Rotacion diferencial y actividad solar
INTERIOR
núcleo
zona radiativa
zona convectiva
fotósfera
ATMÓSFERA
cromósfera
corona
VIENTO SOLAR
ENERGIA
Otros ciclos de energía
Ciclo p - p …
Fraccion de masa que se convierte en energia
m
 0.007
m(4 H )
Energia generada
  m  c
2
Este es nuevo: CNO
Otro:
Triple alfa
EVOLUCION ESTELAR
0.007  0.1 ( Masa )  c
Tnuclear 
L
2
Evolucion de la relacion
H/He en el Sol
Sub-giant branch
Horizontal branch
El último descanso antes del
final
Nova
Estrellas masivas
Nova Persei
O
SN I
Y después?
T es tan alta que se separan los p, n y e:
fotodesintegración
Sigue el colapso y…
Neutronización del núcleo
SN II
Las estrellas de neutrones – Los púlsares …
y otra mujer víctima de la ciencia …
OBJETOS COMPACTOS: NO HAY FUSION
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
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