Objetos%20del%20Universo%20Andrea%20S

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Objetos del UniversoAndrea Sánchez Gonzalo
Tancredi
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Hace 15000 millones de añosEl BIG BANG

• Qué pasa cuando oímos la sirena de una
  ambulancia efecto Fissau
• Con la luz efecto Doppler. Corrimiento al rojo.
• Hubble los objetos se alejan TODOS de nosotros.
  Pasas de uva en el Pan Dulce.
• Alguna vez estuvieron más cerca unos de otros.
• Todo el Universo en un punto.

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Galaxias los grandes bloques...
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100000 millones de soles
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Medio Interestelar
Región del centro de nuestra Galaxia donde se
observan Regiones brillantes de diferentes
colores y regiones oscuras
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Composición

• Gas y Partículas de Polvo
• Gas
• Átomos (10-10m)
  Transparentes a radiación
• Moléculas (10-9m) (excepto
  en líneas de absorción)
• Polvo
• Partículas estudiadas por análogos terrestres
  (10-7m)

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Tipos de nebulosas
Oscuras
Saco de Carbón (Cruz del Sur)
Cabeza de Caballo (Orión)
Reflexión
Pleiades (Tauro)
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Tipos de nebulosas
Emisión y Reflexión
Trífida (Sagitario)
Nebulosa de Orión
Eta Carinae (Carina)
Emisión
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Tipos de nebulosas
Nebulosas Planetarias
Anillo (Lira)
Hélice (Acuario)
Cangrejo (Tauro) Remanente de supernova vista el
4 de Julio de 1054
Remanentes de Supernovas
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Polvo Interestelar
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Radiaciónque información recibimos del cielo?
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Radiación información que llega desde el cielo.

• Los objetos de estudio de la Astronomía son
  objetos lejanos (por ej. viajando a c)
• Luna 1 segundo
• Sol 8 minutos
• Próxima Centauri 4.3 años
• Debemos analizar los portadores de información,
  aplicar las leyes de la física (como las
  conocemos en la Tierra) para interpretar la
  radiación electromagnética que nos llega de
  nuestros objetos de interés.
• Radiación cualquier forma en que la energía se
  trasmite de un punto a otro del espacio, sin
  necesidad de conexión física.
• Electromagnética la energía se transporta en
  forma de campos eléctricos y magnético
  fluctuantes.

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• Luz visible tipo particular de radiación para la
  cual el ojo humano es sensible (tenemos
  detectores para la luz).
• Vemos distintos colores porque nuestros ojos
  reaccionan de manera diferente a distintas
  longitudes de onda. Al pasar por un prisma los
  rayos de luz de diferentes longitudes de onda se
  refractan diferente. (fig 3.10)
• Ejemplo
• luz roja l 7 . 10E 7 m
• luz violeta l 4. 10 E 4 m
• Nuestros ojos tienen mayor sensibilidad para l
  5500 A (verde-amarillo) que coincide con el
  máximo de la emisión solar.
• Radiación electromagnética invisible rayos
  gamma, rayos X, UV, IR, Ondas de Radio.
• Todas viajan a la velocidad de luz.
• Conforman el espectro electromagnético (fig.
  3.11)

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Fig. 3.10 difracción de la luz
Fig 3.11 visible (sólo una fracción) Longitudes
de onda involucradas Ventanas atmosféricas
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Opacidad atmosférica

• Ya vimos que tenemos detectores sólo para una
  pequeña fracción del EEM.
• Además sólo una fracción de la radiación llega a
  nosotros debido a la opacidad selectiva de la
  atmósfera terrestre.
• Mayor opacidad implica que menor radiación
  atraviesa la atmósfera. (fig. 3.11).
• Causas de la opacidad
• Vapor de agua y oxígeno ondas de radio con l lt 1
  cm.
• Vapor de agua y CO2 absorben radiación IR
  (recordar)
• Ozono UV, rayos gamma, rayos X
• Visible (imprevisto y cotidiano) nubes
• Interacción UV solar con alta atmósfera
  ionósfera (capa conductora a 100 km) Refleja l gt
  10 m análogo a un espejo (transmisiones AM).
• Ventanas atmosféricas Visible, Ondas de radio
  (parte), IR (poca humedad).

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Distribución de la radiación la hipótesis de
cuerpo negro.

• Intensidad cantidad de radiación en cualquier
  punto del espacio.
• Si grafico I vs l (o frecuencia) curvas de
  Planck. (fig 3.12).
• Esta gráfica está asociada a la radiación de
  cuerpo negro absorbe toda la energía recibida y
  reemite lo mismo que absorbió.
• La curva de Planck no cambia de forma, sí de
  posición) (fig. 3.13)
• Ejemplo de metal caliente.
• Leyes de radiación
• Ley de Wien lM 0.29 cm / T (T en K)
• Ley de Stefan-Boltzman F s T4
• Para la ley de Stefan se considera el flujo de
  energía (energía /m2 . s) y s 5.67.10(- 8)
  W/m2 K4

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Aplicaciones astronómicas
El Sol en distintas l a) visible b)UV c) rayos X
d) ondas de radio

• Fig 3.15
• Las curvas de Plank y el máximo de emisión para
• Nube de gas
• Estrella joven
• Sol
• Cúmulo estelar (omega Centauro)
• T 60,600,6000 y 60000 K respectivamente

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El Sol en diferentes longitudes de onda
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Líneas espectrales

• Espectro descomposición de la radiación en sus
  longitudes de onda constitutivas.
• Continuo por ejemplo una bombita emite
  mayormente en el visible, con un espectroscopio
  se ve el arco iris.
• Líneas de emisión tengo una recipiente
  transparente con hidrógeno gaseoso y hago una
  descarga algunas líneas brillantes
  características de cada elemento. (fig 4.3)
• Líneas de absorción para un elemento dado están
  en el mismo lugar (igual l) que las de emisión.
  (fig 4.4, 4.6)
• Leyes de Kirchoff
• Sólidos o líquidos a alta densidad contínuo
• Gas caliente a baja densidad emisión
• Gas a menor T absorción

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Fig. 4.3 Líneas de emisión de algunos elementos
Fig. 4.4 El espectro solar
Fig. 4.5 Emisión absorción del doblete del Na.
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El origen de las líneas espectrales

• Supongamos la situación de una fuente de contínuo
  a la que se interpone gas a menor T (ej interior
  y capas exteriores de una estrella).
• El coninuo tiene fotones (cuantos de luz) de
  todas las energías, pero la mayoría no van a
  interactuar con los átomos de gas, solamente se
  absorberá energía de aquellos que provoquen
  transiciones en los orbitales atómicos desde un
  estado a otro (fig 4.10)
• Los fotones de energía adecuada excitarán al gas
  y generarán las líneas de absorción (que indican
  los niveles de orbitales entre los átomos del
  gas).
• Los átomos excitados rápidamente vuelven a su
  estado base, pero
• La emisión de fotones correspondiente es en
  cualquier dirección
• En cascadas hasta el estado base
• Un segundo detector podría registrar esto como
  re-emisión del gas

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Fig. 4.10 El origen de las líneas espectrales
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Pasaje de la radiación por el Medio Interestelar
Extinción de la Radiación Absorción
Dispersión (scattering)
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Espectro de una estrella observada a través de
nubes de gas en movimiento. Aparición de líneas
espectrales finas y desplazadas.
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Radio Cont. 408 MHz Hidrógeno Atómico
21cm Radio Cont. 2.7GHz Hidrógeno Molecular (a
partir de CO) Infrarrojo Lejano (12-100
m) Infrarrojo Medio (7 11 m) Infrarrojo
Cercano (1-4 m) Óptico (0.4 0.6 m) Rayos
X (0.25 1.5 keV) Rayos Gamma (gt 300 MeV)
La Vía Láctea en diferentes longitudes de onda
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Radio Cont. 408 MHz Hidrógeno Atómico
21cm Radio Cont. 2.7GHz Hidrógeno Molecular (a
partir de CO) Infrarrojo Lejano (12-100
m) Infrarrojo Medio (7 11 m) Infrarrojo
Cercano (1-4 m) Óptico (0.4 0.6 m) Rayos
X (0.25 1.5 keV) Rayos Gamma (gt 300 MeV)
El centro de la Vía Láctea en diferentes
longitudes de onda
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Estrellas con compañía
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Quién integra el Sistema Solar?

• Sol 99.85 de la masa
• Planetas 0.14 (Júpiter 0.1) Planetas
  terrestres gigantes o jovianos
• Satélites de los planetas regulares irregu
  lares
• Pequeños cuerpos asteroides cometas
• Polvo interplanetario
• Gas interplanetario o viento solar

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El Sistema Solar en la Galaxia
M31 - Galaxia de Andrómeda 2.3 millones de años
luz
La Vía Láctea desde la posición del Sol
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Los límites del Sistema Solar
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(No Transcript)
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(No Transcript)
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(No Transcript)
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Asteroide descubierto en el OALM
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Asteroid Itokawa visto por Hayabusa
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Secuencia de imágenes del Cometa P/Encke cuando
se acerca al Sol
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Imágenes del impacto con Tempel 1
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Cometa West (1975)
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Cometa Mc. Naught C/2006P1
Andrés Cuenca Cabo Polonio, Rocha Primer Premio
Categoria Artística
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Giovanni Pesenti Paysandú Primer Premio Categoria
Científica