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ASTRONOMIA ESTELAR Introduccin

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El objetivo de este curso es presentar a los estudiantes los ... Para estrellas binarias eclipsantes, tenemos las siguientes relaciones de los eclipses: ... – PowerPoint PPT presentation

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Title: ASTRONOMIA ESTELAR Introduccin


1
ASTRONOMIA ESTELARIntroducción
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  • CARRERA
    LICENCIATURA EN FÍSICA, MENCION
    ASTRONOMIA
  • NOMBRE DE LA ASIGNATURA ASTRONOMIA
    ESTELAR
  • PERIODO
    6º SEMESTRE
  • Nº DE HORAS SEMANALES 3,0 HORAS
  • CREDITOS
    9,0 CREDITOS
  • TOTAL HORAS SEMESTRALES 54 CREDITOS
  • MODALIDAD
    TEORICO
  • PRERREQUISITOS
    FÍSICA CONTEMPORANEA
  • OBJETIVOS
  • El objetivo de este curso es presentar a los
    estudiantes los conceptos físicos más importantes
    sobre la radiación y los estados de la materia,
    la formación y evolución de las estrellas y sus
    estados finales. Se busca entregar a los
    estudiantes herramientas tanto teóricas como
    observacionales para iniciar proyectos de
    investigación en el área de astrofísica estelar.

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  • Unidad I
  • - Datos básicos de las estrellas
  • - El Sol La estrella más cercana
  • - Estrellas variables y tipos estelares
    especiales
  • Unidad II
  • - Transporte radiactivo
  • - Teoría del coeficiente de absorción de línea
  • - Absorción continua
  • Unidad III
  • - Atmósferas estelares
  • - Modelos de la atmósferas
  • Unidad IV
  • - Generación de energía termonuclear
  • - Estructura interna de las estrellas
  • - Evolución estelar
  • Unidad V
  • - Estados finales de la evolución estelar
  • - Actividad en el Sol y las estrellas
  • - Rotación de las estrellas.

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  • METODOS DE ENSEÑANZA
  • Clases teóricas, apoyadas por pagina Web
    especifica para el curso, con ilustraciones,
    ejercicios y animaciones.
  • METODOS DE EVALUACIÓN
  • Dos Pruebas parciales y un examen final.
  • BIBLIOGRAFÍA
  • - Bowers y Deeming Astrophysics I, The Stars,
    Jones and Bartlett Publ., Inc., 1984 (indica el
    nivel del curso).
  • Harwit Astrophysical Concepts, Springer-Verlag,
    1988
  • Schatzman y Praderie The Stars, Springer-Verlag,
    1992
  • - Kitchin Stars, Nebulae and the Interstellar
    Medium, Adam Hilger, 1987
  • - Bohm-Vitense Introduction to Stellar
    Astrophysics, Vol. 1-3, Cambridge University
    Press, 1989.
  • - Gray Stellar Photospheres, Observation and
    Analysis, Wiley, 1973

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DISTANCIAS
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Radar
  • Distancias en el sistema Solar.
  • Se trata de una técnica que consiste en emitir al
    espacio ondas de radio muy cortas ("microondas"),
    del tipo de las que se utilizan en radar las
    ondas rebotan en el planeta y vuelven a ser
    captadas y detectadas en la Tierra. Las
    microondas se desplazan a una velocidad que se
    conoce con gran exactitud el lapso del tiempo
    transcurrido entre la emisión y la recepción
    también se puede medir con precisión.
  • En 1961 se recibieron microondas reflejadas por
    Venus.
  • 1km error.
  • Esta verificado con naves espaciales

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MAGNITUDES
  • La escala de luminosidad en Astronomía se define
    de manera logarítmica, usando la
    proporcionalidad
  • El flujo de energía emitido por una estrella está
    dado en función de su luminosidad y su radio así
  • La escala logarítmica de luminosidad es inversa,
    de manera que los objetos más brillantes tienen
    magnitudes menores que los objetos menos
    brillantes.
  • Definimos la magnitud absoluta como la magnitude
    de una estrella ubicada a 10 pc de distancia.
  • Así, para el Sol tenemos
  • La absorción interestelar se debe incluir como
    otro parámetro en la ecuación que relaciona
    magnitudes absolutas y distancias.

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Paralajes Fotométricas y Espectroscópicas
  • Cuando las estrellas están más lejos y su
    paralaje es tan pequeña que no se puede medir,
    usamos mediciones indirectas basadas en el
    conocimiento de los tipos espectrales o la
    fotometría de esas estrellas.
  • Ciertos tipos de estrellas tienen el brillo bien
    determinado, y pueden ser usados como indicadores
    de distancias. Las más útiles son als estrellas
    pulsantes RR Lyrae y Cefeidas. Usando sus curvas
    de luz se puede encontrar una relación muy
    precisa entre los períodos y las luminosidades de
    estas estrellas.
  • Estrellas pulsantes P - L Curvas de luz

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ESPECTROS ESTELARES
  • Las estrellas en una primera aproximación pueden
    ser descriptas como cuerpos negros de determinado
    radio y temperatura. Un cuerpo negro emite un
    espectro contínuo de energía.
  • Radiación de cuerpo negro
  • Cuando la longitud de onda tiende a infinito,
    tenemos la ley de Rayleigh-Jeans, válida en
    general para el infrarojo
  • El máximo de esa función, donde el cuerpo negro
    emite la mayor cantidad de energía, depende sólo
    de la temperatura, y está dado por la ley del
    desplazamiento de Wien
  • Relaciones entre la luminosidad, radio y flujo de
    un cuerpo negro.

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ÍNDICES DE COLOR CLASIFICACIÓN ESPECTRAL
  • La corrección bolométrica es la diferencia entre
    el espectro integrado y el espectro en un solo
    filtro, y se expresa
  • Existe una relación clara entre colores
    fotométricos de las estrellas y su Teff.
  • El tipo espectral de una estrella depende
    principalmente de dos parámetros Teff , L.
  • Las líneas presentes en los espectros
    corresponden a los distintos elementos presentes
    en la atmósfera de las estrellas, y tienen un
    ancho natural debido a las características
    atómicas.
  • Ensanchamiento de líneas intrínseco, rotacional,
    turbulencia.
  • Algunas estrellas exhiben líneas asimétricas, que
    son debidas a movimientos macroscópicos del gas
    (por ejemplo la estrella P Cyg, que da nombre a
    los perfiles de líneas de tipo P Cyg. Absorción
    vs Emisión de líneas.

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CLASIFICACIÓN ESPECTRAL
  • Si los átomos del gas que absorve están en
    movimiento, la absorción se realiza en una
    longitud de onda distinta.
  • Por lo tanto, átomos de distintas velocidades
    producen una absorción de línea. Las alas de esas
    líneas dependen del estado de los átomos en el
    gas que absorve, y se pueden usar como barómetros
    - termómetros, para medir la presión o
    temperatura del gas.
  • Las atmósferas de distintas estrellas son
    diferentes. En particular, las estrellas gigantes
    tienen atmósferas muy extendidas, mientras que
    las estrellas enanas poseen atmósferas más
    delgadas. Esto también se refleja en el perfil de
    las líneas.
  • El perfil de línea es en general el resultado de
    la convolución de gaussiana con una lorentziana,
    lo que se denomina perfil de Voigt.

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DETERMINACIÓN DE MASAS
  • Medidas directas en binarias De la tercera ley
    de Kepler se tiene
  • P es medido, pero necesitamos calcular a
    distancia errores .
  • Además debemos conocer la órbita absoluta de una
    estrella al menos con respecto a las estrellas
    fijas binarias visuales.
  • Existe una relación entre la masa M y la
    luminosidad L de una estrella
  • Relación M-L (sólo para estrellas MS)

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RADIOS ESTELARES
  • Las estrellas son distantes, y la proyección de
    sus radios en el cielo es
  • Dadas que son tan importantes, las mediciones de
    radios estelares se realizan usando distintas
    técnicas
  • Interferometría, estrellas binarias,
    ocultaciones, flujo infrarojo.
  • Para estrellas binarias eclipsantes, tenemos las
    siguientes relaciones de los eclipses
  • Durante el contacto exterior

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DIAGRAMA HERTZSPRUNG-RUSSELL
  • El diagrama H-R también se conoce como Diagrama
    Color - Magnitud grafica magnitudes o luminosidad
    de las estrellas vs colores o temperaturas. este
    gráfico es muy importante, porque nos permite
    relacionar parámetros físicos con las
    observaciones de las estrellas.
  • Teoría Observación
  • Para conocer las magnitudes absolutas o
    luminosidades de las estrellas necesitamos
    conocer sus distancias, usando
  • La medición de distancias es importante en
    Astronomía, y le mejor fuente disponible al
    presente es el catálogo de la misión Hipparcos.
    Este fué un satélite astrométrico de la Agencia
    Espacial Europea ESA, que durante un par de años
    midió paralajes muy precisas de estrellas
    cercanas (con Dlt500 pc).
  • Hipparcos.
  • Además, para conocer las luminosidades
    necesitamos las correcciones bolométricas para
    cada estrella, dada por
  • Para ello usamos los datos solares como
    referencia.

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DIAGRAMA HERTZSPRUNG-RUSSELL
  • ABSORCIÓN INTERESTELAR
  • La luz de las estrellas se extingue y se enrojece
    debido a la absorción de polvo interestelar. La
    relación entre el color intrínseco de la estrella
    y su color observado es
  • B - V (B- V)0 E(B- V)
  • Donde E(B- V) es el enrojecimiento, y la
    extinción es
  • En general, la relación entre el color B-V t la
    temperatura de color para estrellas de la
    Secuencia Principal (MS) es

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DIAGRAMA HERTZSPRUNG-RUSSELL
  • DIAGRAMA H-R Definimos el diagrama H-R, que
    veremos en detalle más adelante.
  • Secuencia principal a enanas, subenanas.
  • Gigantes , supergigantes.
  • Enanas blancas.
  • Enanas marrones.
  • Pre-secuencia principal.

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Diagrama Hertzsprung Russsell
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