Marzo 29: H. Herreros, P. Grifferos, G. Ibacache …jcuadra/FIA0111/2012Ac22.pdf · De este modo la evaluación puede ser buena en los ... Las medidas indirectas se hacen usando comparaciones

Marzo 13: R. Tamayo, S. Gaete

Marzo 15: T. Barros, F. Valenzuela

Marzo 20: P. Sandoval, J. Rivera, J. Huerta

Marzo 22: V. Ortiz, G. Bisso, F. Cameron

Marzo 27: M. Lyon, B. Escobar, C. Castillo

Marzo 29: H. Herreros, P. Grifferos, G. Ibacache

Abril 3: N. Camacho, G. Wenzel, R. Sallaberry

Abril 10: P. Vildoso, M. Schöll, J. Vera

Abril 12: L. Marfán, F. Holz, N. Mertens

Abril 17: N. Kappes, M. Fuhrmann, J.B. Puel

Abril 19: J. Celhay, P. Morandé, A. Navarrete

Abril 24: P. Güentulle, J. Arrau, G. Pérez

Abril 26: R. Gómez, F. Maturana, V. Covarrubias

Mayo 3: C. Richard

Mayo 8: A. Bustos, S. Lara, T. Rybertt

Mayo 10: V. Núñez, A. Acuña, N. Maluenda

Mayo 15: T. Hepner, M. Hasbún

Mayo 17: J. Henríquez

Mayo 22: J. Astroza, M. Mora

Mayo 24: J. Rivera

Mayo 29: A. Eyzaguirre, F. Lagos

Mayo 31:

Noticias: (Inscripción los jueves

al final de la clase)

1Thursday, 24 May 2012

• Observaciones en Santa Martina (1450 msnm, ΔT ~ -5–10º) .

• Todos los M, J y V, saliendo del Depto de Astronomía a las 18:00. Vuelven a San Joaquín antes de las 23:00.• Inscripciones/consultas por email con Pedro Salas [email protected]• En caso de suspensión por mal tiempo, se avisa por email.

Hoy y mañana cancelado


mailto:[email protected]

mailto:[email protected]

http://www.google.cl/search?q=weather+santiago&ie=utf-8&oe=utf-8&aq=t&rls=org.mozilla:en-US:official&client=firefox-a

http://www.google.cl/search?q=weather+santiago&ie=utf-8&oe=utf-8&aq=t&rls=org.mozilla:en-US:official&client=firefox-a

Proyecto Nº2• Entrega el 5 de junio.• Informe y preguntas sobre la visita al Observatorio.• Se espera que los informes incluyan las siguientes secciones: Introducción,

Procedimiento, Datos (con tablas), Resultados, Conclusiones, más respuestas a preguntas específicas. De este modo la evaluación puede ser buena en los casos en que el estudiante entendió el proyecto, pero por cualquier motivo no pudo recolectar los datos necesarios, o completar el análisis. Pueden trabajar en grupo, pero los informes deben ser escritos en forma totalmente independiente. Si hay preguntas consulten con los ayudantes o el profesor, pero no lo dejen para el último momento antes de la fecha de entrega.

• http://cursos.puc.cl/fia0111-2/


Estrellas


Elementos químicos en estrellas


Frías

T

Calientes

Ejemplos de Espectros


Clasificación Espectral

Tipo Temp [K] Ejemplo Características Espectrales

O >30000 cinturón Orión HeII intenso, H débil

B 20000 Rigel HeI intenso, H, metales débiles

A 10000 Sirio HeI débil, H máximo, líneas metálicas

F 7000 Canopus No He, H intenso, metales (Fe Ca Na)

G 6000 Sol H, metales, banda G, no moléculas

K 4000 Arturo Metales intensos, H débil, moléculas

M 3000 Betelgeuse Moléculas dominan (H2O TiO VO CO) metales


Ensanchamiento de líneas

Por rotaciónPor temperatura


Información Espectral

Característica Espectral

Información Obtenida

Máximo del espectro continuo

Temperatura superficial(Ley de Wien: λ = b/T)

Líneas presentes Composición química

Intensidad de las líneas

Composición, temperatura

Desplazamiento de las líneas

Velocidad “radial” (en la dirección de la visual)

Ancho de las líneas Temperatura, rotación, densidad, campo magnético, velocidad (turbulencia)

La espectroscopía es la herramienta más poderosa de la Astronomía.


Inscribirse al final de la clase.Lista de temas clases pasadas en http://cursos.puc.cl/fia0111-1/Estrellas tienen distintos brillos.

(También distintos colores.)10Thursday, 24 May 2012

Magnitudes Aparentes Hiparco, un siglo antes de Cristo

clasificó las estrellas de acuerdo con sus brillos en seis categorías 1ª - 6ª magnitud más brillante: 1ª magnitud, m=1 más débil: 6ª magnitud, m=6 Escala inversa a lo que

podríamos esperar. La escala es logarítmica (refleja la

respuesta del ojo humano). 5 magnitudes corresponden a un

factor 100 en brillo


Luminosidad vs brillo aparente Luminosidad es una característica intrínseca de la estrella.

Físicamente corresponde a su potencia o cuánta energía emite por unidad de tiempo. Se mide, por ejemplo, en watts (W).

Brillo aparente es cuánta energía nos llega por unidad de tiempo y de área, flujo. Depende de la distancia. Se mide, por ejemplo, en W/m2.

Estrellas se ven iguales desde la Tierra, pero son distintas.

Para estudiar estrellas es muy importante saber su distancia.


Determinación de distancias Las estrellas están muy lejos. ¿Cómo podemos medir sus distancias? Las medidas más directas son las geométricas

Paralaje Sólo aplicable a estrellas cercanas

Las medidas indirectas se hacen usando comparaciones y calibraciones. Comparando brillos de estrellas similares Usando estrellas variables, que sabemos cómo varían

dependiendo de luminosidad Son aplicables a gran distancia, aunque menos precisas

Son los primeros escalones de la escalera de distancias cósmicas.


La órbita de la Tierra alrededor del Sol provee la base de un triángulo con vértice en la estrella, que se puede usar para medir distancias.

Definimos ángulo de paralaje p usando el triángulo.

Ese ángulo p es muy pequeño.Cuando p=1”, la estrella está a 1

pársec (parallax second):1 pc = 206265 UA = 3,26 años luz

Paralajes Estelares


Paralaje (exagerado)


Paralajes de estrellas cercanas Los ángulos de paralajes son muy pequeños porque las

estrellas están muy distantes. Por ejemplo, para Próxima Cen, la estrella más cercana,

se mide: p=0,75”. (1” = un segundo de arco = 1/3600 de grado) Esto nos da una distancia de d = 1/p = 1,3333pc =

275000 AU = 4,3 ly. El límite de los telescopios terrestres es p>0,01”, o sea

que estamos limitados a las estrellas con d<100pc. La misión espacial Hipparcos midió paralajes precisos

hasta d < 500 pc alrededor del 1990. Su sucesora, Gaia, va a hacerlo hasta d < 10 kpc

durante esta década. cf tamaño de la Vía Láctea R ~ 20 kpc = 20000 pc ~

65000 años luz


Luminosidades Midiendo el brillo y la distancia a una estrella,

podemos conocer su luminosidad. Unidad: Lsol

Ejemplos Alfa Centauri: 1,5 Lsol

(estrella brillante más cercana)

Próxima Centauri: 0,0006 Lsol (compañera de α, no la vemos sin telescopio)

Sirio: 25 Lsol(más brillante en el cielo)

Betelgeuse: 180.000 Lsol(hombro de Orión)


Si Alfa Centauri estuviese a una distancia mayor de la Tierra, entonces su paralajeA. aumentaríaB. disminuiríaC. se mantendría igualD. cambiaría de color

La luminosidad de una estrella es

A. su temperatura superficialB. la cantidad total de energía que emite a lo largo de su vidaC. su brillo aparente en el cieloD. la potencia de la radiación que la estrella emite


¿Cómo estudiamos poblaciones de estrellas?


Diagrama color–magnitud Estrellas más brillantes

(intrínsicamente) hacia arriba. Estrellas más calientes hacia la

izquierda. Secuencias

principal gigantes rojas rama horizontal enanas blancas

La presencia de secuencias nos indica que estrellas son objetos simples, predecibles.

La posición de una estrella en una secuencia o rama tiene relación con su estado de evolución.

También se llama diagrama Hertzprung–Russel (HR).

Lum

inos

idad

Temperatura


Lum

inos

idad

Temperatura


Además de la temperatura (T) y luminosidad (L), ¿qué otros parámetros físicos caracterizan una estrella?

• La composición química• La edad (t)• La masa (M)• El radio (R)

Estos parámetros pueden ser medidos mejor para:• estrellas cercanas (espectro -> composición) • estrellas binarias (órbita -> masa)• estrellas variables (variación y frecuencia -> tamaño)• estrellas en cúmulos (fácil estudiar grupo con igual edad).

En general la mayor incerteza está introducida por la distancia. Si ésta tiene un gran error, los parámetros estelares son inexactos.

Determinación de parámetros estelares


•Para el Sol se mide un diámetro angular de α = 0,533° = 1920”, o sea para una distancia de 1AU = 150x106 km equivale a: D=1,4x106 km.

•Para la estrella más cercana Próxima Cen a 1,3 pc el diámetro angular es tan pequeño que es imposible de medir.•Betelgeuse es la 2a estrella en el cielo de diámetro aparente más grande, después del Sol, y mide sólo 0,05”.•Los radios de algunas estrellas distantes pueden ser medidos usando estrellas binarias eclipsantes, ocultaciones lunares e interferometría.•Para otras estrellas, sólo podemos saber sus tamaños usando modelos.•Para una masa dada, el radio determina la gravedad de la estrella y su densidad media.•Para una luminosidad dada, el radio determina la temperatura superficial de la estrella.

Determinación de Radios


El rango de radios estelares para estrellas de secuencia principal es:0,1 R < R < 25 R

Sin embargo, el radio cambia durante la evolución de una estrella como el Sol: las estrellas enanas blancas pueden tener <0,01 R, y las

estrellas supergigantes pueden llegar a tener >1000 R

Determinación de Radios


Tamaños estelares en el diagrama H-R Estrellas de igual temperatura

brillan más si tienen más área (son más grandes).

Estrellas de igual luminosidad son más calientes si tienen menos área (son más chicas).

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Marzo 29: H. Herreros, P. Grifferos, G. Ibacache …jcuadra/FIA0111/2012Ac22.pdf · De este modo la evaluación puede ser buena en los ... Las medidas indirectas se hacen usando comparaciones