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ESTRELLAS
Instituto de Física - Dpto. de Astronomía, 318
[email protected], 6965293, 099212187
Andrea Sánchez, versión 2008
Basada parcialmente en presentación de T. Gallardo
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•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
Temas a discutir:
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Métodos para medir las propiedades básicas de las estrellas
distancia midiendo paralaje
Luminosidad
(*) temperatura superficial
midiendo color o
(**) Radio
(***) Masa sistema binario
composición líneas espectrales - modelo
recibido2 F)(distancia4πL
maxcte/λT
42 T R4πL
*Wien, ¿que es el color?, **Stefan,*** efectos gravitatorios
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p tan UA1
d DISTANCIAS
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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)
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R R LyraeCefeidas:
Paralaje espectroscópica Tully - Fischer
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)(4 2 rFrL L
UM
INO
SID
AD
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5100
log5.2
oo
oo
mmF
F
F
Fmm
Magnitud aparente: Pogson
Se define en filtros U B V R I o bolometrica (integrada en todo el espectro)
Indice de Color:
cteFF
VBV
B log5.2
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cterFrL )(4 2
El vinculo de la magnitud aparente con la distancia se obtiene a partir de la relacion flujo - distancia
210
)10(
)(
)10(
)(log5.2
r
pc
pcF
rF
pcF
rFMmMagnitud absoluta M:
rMm
10log5
Recordar para el resto de la vida !!!
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TE
MP
ER
AT
UR
AS
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DIA
GR
AM
A H
-R
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RA
DIO
S42 T R4πL
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MASAS
1
2
2
1
2
1
mm
VV
AA
2
321
21
)(P
AAmm
Kepler
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SECUENCIA PRINCIPAL
=
SECUENCIA DE MASAS
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ESPECTROS
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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”
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El rol de TDebilidad de H, hay poco y muchos metales ionizados?Abundancias RELATIVAS
Líneas moleculares
Acá le gusto al H, clasificaciónhistórica de Harvard
Sugerencia: ir comparando con transparencia siguiente
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Clases de luminosidad
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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.
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¿Por qué?
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ES
TR
UC
TU
RA
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2
2
)(
)(
rdrdSrM
G
rmrM
GdSP
2
)(r
drrMGdP
ECUACION DE EQUILIBRIO
HIDROSTATICO
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2
)(r
drrMGdP
2
3
34
r
drrGdP
drrGdP 2
34
234 2
2 RGPP CentroSup
Si suponemos densidad constante:
¿Quién ejerce esta presion?
•Presión del gas (peso molecular medio)
•Presión de radiacion (fotones)
•Presión de gas degenerado (electrones)
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Transformacion gamma - visible
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11 CLM
La OPACIDAD del medio es una medida de la dificultad que experimenta la radiacion (fotones) en atravesarlo
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SOL
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Rotacion diferencial y actividad solar
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INTERIOR
ATMÓSFERA
núcleo
zona radiativa
zona convectiva
fotósfera
cromósfera
coronaVIENTO SOLAR
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EN
ER
GIA
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Otros ciclos de energía
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Ciclo p - p …
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007.0)4(
Hm
m
2cm
Fraccion de masa que se convierte en energia
Energia generada
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Este es nuevo: CNO
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Otro:Triple alfa
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LcMasa
Tnuclear
2)(1.0007.0
EVOLUCION ESTELAR
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Evolucion de la relacion H/He en el Sol
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Sub-giant branch
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Horizontal branch
El último descanso antes delfinal
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Estrellas masivasNova
Nova Persei
O
SN I
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Y después? T es tan alta que se separan los p, n y e:
fotodesintegración
Neutronización del núcleo
SN II
Sigue el colapso y…
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Las estrellas de neutrones – Los púlsares … y otra mujer víctima de la ciencia …
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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
OBJETOS COMPACTOS: NO HAY FUSION
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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
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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