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Elise Servajean
CLASE 5
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FUSIÓN NUCLEAR EN EL SOL
Fisión Fusión
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Plasma15,000,000 K
Alta velocidad
e-
H, He
FUSIÓN NUCLEAR EN EL SOL
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Baja velocidad
Repulsión electromagnetica
Fuerza fuerte
Alta velocidad
FUSIÓN NUCLEAR EN EL SOL
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Ley de los gases ideales: P=nkT
Constante de Boltzmann k=1.38!10-23J/K
Ejemplo:Densidad del núcleo del Sol: 1026 partículas/cm3, T=1.5!107KAtmosfera terrestre al nivel del mar: 2.4!1019part./cm3, T=300K
FUSIÓN NUCLEAR EN EL SOL
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Cadena proton-proton 41
H
1 4He + energía
Masa4
He 0.7% que la masa de 4!
1
HE=m!c2
600 millones de toneladas H
596 millones de toneladas He
Por segundo
FUSIÓN NUCLEAR EN EL SOL
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FUSIÓN NUCLEAR EN EL SOL
Termostato sola, elequilibriogravitacional regulala temperatura delnúcleo del Sol.
La energía que saledel núcleo es igual ala energía generadapor la fusión.
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Como sabemos lo que ocurre en el Sol?
Modelos matemáticos
Vibración solar
Neutrinos del Sol
FUSIÓN NUCLEAR EN EL SOL
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ACTIVIDAD SOLAR
Manchas solares
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ACTIVIDAD SOLAR
Manchas solares
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RJ=70000km
ACTIVIDAD SOLAR
Manchas solares
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ASTRONOMIA-U.ANDES-E.SERVAJEAN-4/10/2013
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Tormentas solares
ACTIVIDAD SOLAR
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Ciclo de manchas solaresACTIVIDAD SOLAR
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P~11 years
ACTIVIDAD SOLAR Ciclo de manchas solares
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Las partículas cargadas tiendena empujar las líneas de campo
al rotar con el Sol.
El Sol rota mas rápido en elecuador así que las líneasse tuercen en el ecuador.
Cuando las líneas setuercen mucho se forman
manchas solares.
ACTIVIDAD SOLAR
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SOL-TIERRA
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SOL-TIERRA
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SOL-TIERRA
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SOL-TIERRA
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SOL-TIERRA
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• Las estrellas se pueden clasificar por su temperatura superficial determinada por
la ley de Wien, pero esto presenta ciertas dificultades para estrellas lejanas. Lascaracteristicas espectrales nos permiten clasificar las estrellas entregandonosinformacion de la temperatura de diferente manera, las lineas particulares deabsorcion pueden ser unicamente observadas para ciertas temperaturas ya quesolo en ese rango los niveles atomicos necesarios estan poblados.
TIPOS ESPECTRALES
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Oh
Be
A
Fine
Girl
Kiss
Me
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TIPOS ESPECTRALES
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• Una clasificacion espectral mas fina ha sido posible dividiendo cada tipo espectralen 10 subtipos que van de 0 a 9.
• Las estrellas mas calientes tipo G son clasificadas como G0 mientras que las masfrias son clasificadas como G9.
TIPOS ESPECTRALES
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Continuum
O5V
B1V
A1V
F3V
G2V
K0V
M0V
Para ver como funciona esta clasificacion espectral, estudiaremos la secuencia de espectrosque se muestran a continuacion. Se muestran espectros para diferentes estrellas. En realidadlos espectros fotograficos no muestran color ya que las placas fotograficas eranmonocromaticas pero el color esta agregado para diferenciar longitudes de onda.
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Otra forma de comparar espectros estelares esestudiando los graficos de intensidades. Lasecuencia de la derecha es para estrellas desecuencia principal. Muestra el espectro de unapequena region de la longitud de onda visible
390 - 450 nm.
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CLASES DE LUMINOSIDAD• Problema de hacer clasificacion espectral:
Dos espectros podrian tener las mismas lineas presentes
Indicando que ambas tienen la misma temperatura !!!
PERO
Puede variar mucho en luminosidad
Por ello, hay una segunda clasificacion de clases de luminosidad que fue agregadoal concepto inicial de clases espectrales.
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Symbol Class of Star Example
0 Supergigantes extremadamente luminosas
Ia Supergigantes luminosas Betelgeuse
Ib Supergigantes menos luminosas Antares
II Giantes brillantes Canopus
III Gigantes normales Aldebaran
IV Subgigantes Procyon
V Secuencia principal Sol
sd Subenanas Kapteyn's Star (HD 33793)wd or D Enanas blancas Sirius B
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CLASES DE LUMINOSIDAD
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DIAGRAMAHR
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RELACIONES ENTRE R,M,L,F Y T
F = L
4! R
2
F =" T 4
" = 5,67 !10"8
W m2
K 4
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EJERCICIO
Suponga que hay dos estrellas con la misma luminosidad L. Una estrella tiene6000K y la otra 3000K, cual de las dos estrellas es mas grande?
===> La estrella mas caliente es ! del tamano de la mas fria!!!
L = superficie.area !F = 4! R2
!F = 4! R2
!" !T 4
4! R1
2" (6000)
4= 4! R
2
2" (3000)
4
R2
1(6000)
4= R
2
2(3000)
4
R1
R2
=3000
6000
!"# $
%&
2
=1
4
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MAGNITUDES
magnitud _ aparente=
m= !
2.5log(F )+
C magnitud _ absoluta = M = !2.5log(F 10 pc. )+C
m = M ! 5+ 5log(d )
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magnitud es la medida del brillo de una estrella
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EJERCICIO
m1!2 = !2.5log(F 1 +F 2 )
m1 = !2.5log(F 1),m2 = !2.5log(F 2 )
" F 1 =10m1/!2.5,F 2 =10m2 /!2.5
" m1!2 = !2.5log(10m1/!2.5
+10m2 /!2.5)
" m1!2 = !2.5log(0.01+ 0.001) = !2.5 #!2 = 5
Calcular la magnitud conjunta del sistema 47 Tauri, cuyas dos componentes sonde m1 = 4,9 y m2 = 7,4