Title: Objetos%20del%20Universo%20Andrea%20S
1Objetos del UniversoAndrea Sánchez Gonzalo
Tancredi
2(No Transcript)
3Hace 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.
4(No Transcript)
5Galaxias los grandes bloques...
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9100000 millones de soles
10Medio Interestelar
Región del centro de nuestra Galaxia donde se
observan Regiones brillantes de diferentes
colores y regiones oscuras
11Composición
- 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)
12Tipos de nebulosas
Oscuras
Saco de Carbón (Cruz del Sur)
Cabeza de Caballo (Orión)
Reflexión
Pleiades (Tauro)
13Tipos de nebulosas
Emisión y Reflexión
Trífida (Sagitario)
Nebulosa de Orión
Eta Carinae (Carina)
Emisión
14Tipos de nebulosas
Nebulosas Planetarias
Anillo (Lira)
Hélice (Acuario)
Cangrejo (Tauro) Remanente de supernova vista el
4 de Julio de 1054
Remanentes de Supernovas
15Polvo Interestelar
16(No Transcript)
17Radiaciónque información recibimos del cielo?
18Radiación 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.
19- 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)
20Fig. 3.10 difracción de la luz
Fig 3.11 visible (sólo una fracción) Longitudes
de onda involucradas Ventanas atmosféricas
21Opacidad 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).
22Distribución 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
23Aplicaciones 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
24El Sol en diferentes longitudes de onda
25Líneas 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
26Fig. 4.3 Líneas de emisión de algunos elementos
Fig. 4.4 El espectro solar
Fig. 4.5 Emisión absorción del doblete del Na.
27El 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
28Fig. 4.10 El origen de las líneas espectrales
29Pasaje de la radiación por el Medio Interestelar
Extinción de la Radiación Absorción
Dispersión (scattering)
30Espectro de una estrella observada a través de
nubes de gas en movimiento. Aparición de líneas
espectrales finas y desplazadas.
31Radio 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
32Radio 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
33Estrellas con compañía
34Quién 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
35El Sistema Solar en la Galaxia
M31 - Galaxia de Andrómeda 2.3 millones de años
luz
La Vía Láctea desde la posición del Sol
36Los límites del Sistema Solar
37(No Transcript)
38(No Transcript)
39(No Transcript)
40Asteroide descubierto en el OALM
41Asteroid Itokawa visto por Hayabusa
42Secuencia de imágenes del Cometa P/Encke cuando
se acerca al Sol
43Imágenes del impacto con Tempel 1
44Cometa West (1975)
45Cometa Mc. Naught C/2006P1
Andrés Cuenca Cabo Polonio, Rocha Primer Premio
Categoria Artística
46Giovanni Pesenti Paysandú Primer Premio Categoria
Científica