ASTRO-NOMIANACIMIENTO: UBICACION GALACTICADE LAS ESTRELLAS Y SU EVOLUCION SIDERAL

GRUPO UMA

ASTROFISICA ESTELARIntroduccin

INICIAREMOS DENTRO DEL CAMPO DE LA ASTRONOMIA CON LA FISICA LA PARTE II -RELACIONADA CON LAS ESTRELLASCORRESPONDIENTE AL CAMPO ESTELAR LUEGO DE HABER APRENDIDO EN LA GALAXIA SU GENESIS Y COMO IDENFIFICARLAS EN LA PARTE IAHORA.NOS CORRESPONDE EN LA PARTE II APRENDER A MEDIR SU DISTANCIA

DISTANCIAS

RadarDistancias en el sistema Solar.Se trata de una tcnica 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 emisin y la recepcin tambin se puede medir con precisin. En 1961 se recibieron microondas reflejadas por Venus.1km error.Esta verificado con naves espaciales:

MAGNITUDES

La escala de luminosidad en Astronoma se define de manera logartmica, usando la proporcionalidad: El flujo de energa emitido por una estrella est dado en funcin de su luminosidad y su radio as: La escala logartmica de luminosidad es inversa, de manera que los objetos ms 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. As, para el Sol tenemos: La absorcin interestelar se debe incluir como otro parmetro en la ecuacin que relaciona magnitudes absolutas y distancias.

Paralajes Fotomtricas y EspectroscpicasCuando las estrellas estn ms lejos y su paralaje es tan pequea que no se puede medir, usamos mediciones indirectas basadas en el conocimiento de los tipos espectrales o la fotometra de esas estrellas. Ciertos tipos de estrellas tienen el brillo bien determinado, y pueden ser usados como indicadores de distancias. Las ms tiles son als estrellas pulsantes RR Lyrae y Cefeidas. Usando sus curvas de luz se puede encontrar una relacin muy precisa entre los perodos y las luminosidades de estas estrellas. Estrellas pulsantes P - L Curvas de luz

ESPECTROS ESTELARES

Las estrellas en una primera aproximacin pueden ser descriptas como cuerpos negros de determinado radio y temperatura. Un cuerpo negro emite un espectro contnuo de energa. Radiacin de cuerpo negro: Cuando la longitud de onda tiende a infinito, tenemos la ley de Rayleigh-Jeans, vlida en general para el infrarojo: El mximo de esa funcin, donde el cuerpo negro emite la mayor cantidad de energa, depende slo de la temperatura, y est dado por la ley del desplazamiento de Wien: Relaciones entre la luminosidad, radio y flujo de un cuerpo negro.

NDICES DE COLOR CLASIFICACIN ESPECTRAL:

La correccin bolomtrica es la diferencia entre el espectro integrado y el espectro en un solo filtro, y se expresa:

Existe una relacin clara entre colores fotomtricos de las estrellas y su Teff.

El tipo espectral de una estrella depende principalmente de dos parmetros: Teff , L.

Las lneas presentes en los espectros corresponden a los distintos elementos presentes en la atmsfera de las estrellas, y tienen un ancho natural debido a las caractersticas atmicas.

Ensanchamiento de lneas: intrnseco, rotacional, turbulencia.

Algunas estrellas exhiben lneas asimtricas, que son debidas a movimientos macroscpicos del gas (por ejemplo la estrella P Cyg, que da nombre a los perfiles de lneas de tipo P Cyg. Absorcin vs Emisin de lneas.

CLASIFICACIN ESPECTRALSi los tomos del gas que absorve estn en movimiento, la absorcin se realiza en una longitud de onda distinta.Por lo tanto, tomos de distintas velocidades producen una absorcin de lnea. Las alas de esas lneas dependen del estado de los tomos en el gas que absorve, y se pueden usar como barmetros - termmetros, para medir la presin o temperatura del gas. Las atmsferas de distintas estrellas son diferentes. En particular, las estrellas gigantes tienen atmsferas muy extendidas, mientras que las estrellas enanas poseen atmsferas ms delgadas. Esto tambin se refleja en el perfil de las lneas. El perfil de lnea es en general el resultado de la convolucin de gaussiana con una lorentziana, lo que se denomina perfil de Voigt.

DETERMINACIN DE MASAS

Medidas directas en binarias: De la tercera ley de Kepler se tiene: P es medido, pero necesitamos calcular a distancia errores . Adems debemos conocer la rbita absoluta de una estrella al menos con respecto a las estrellas fijas binarias visuales. Existe una relacin entre la masa M y la luminosidad L de una estrella: Relacin M-L: (slo para estrellas MS)

RADIOS ESTELARES

Las estrellas son distantes, y la proyeccin de sus radios en el cielo es:

Dadas que son tan importantes, las mediciones de radios estelares se realizan usando distintas tcnicas: Interferometra, estrellas binarias, ocultaciones, flujo infrarojo.

Para estrellas binarias eclipsantes, tenemos las siguientes relaciones de los eclipses:

Durante el contacto exterior :

DIAGRAMA HERTZSPRUNG-RUSSELL

El diagrama H-R tambin se conoce como Diagrama Color - Magnitud grafica magnitudes o luminosidad de las estrellas vs colores o temperaturas. este grfico es muy importante, porque nos permite relacionar parmetros fsicos con las observaciones de las estrellas.

Teora Observacin Para conocer las magnitudes absolutas o luminosidades de las estrellas necesitamos conocer sus distancias, usando:

La medicin de distancias es importante en Astronoma, y le mejor fuente disponible al presente es el catlogo de la misin Hipparcos. Este fu un satlite astromtrico de la Agencia Espacial Europea ESA, que durante un par de aos midi paralajes muy precisas de estrellas cercanas (con D

DIAGRAMA HERTZSPRUNG-RUSSELL

ABSORCIN INTERESTELAR:

La luz de las estrellas se extingue y se enrojece debido a la absorcin de polvo interestelar. La relacin entre el color intrnseco 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 extincin es:

En general, la relacin entre el color B-V t la temperatura de color para estrellas de la Secuencia Principal (MS) es:

DIAGRAMA HERTZSPRUNG-RUSSELL

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

Diagrama Hertzsprung Russsell

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