atmósfera solar

AST 0111
1
Buscando planetas habitables
Ecuación de Drake N = R* fp ne fl fi fc fL
N = número de civilizaciones
R* = tasa de formación de estrellas adecuadas
– único término bien conocido
fp = fracción de esas estrellas con planetas.
-- cada vez hay mas evidencia que esto es común
ne = Número de planetas “terrestres” alrededor de cada una de estas
estrellas (aun desconocido)
fl = fracción de esos planetas donde se da la vida
fi = la fracción de estos donde se da vida inteligente
fc = la fracción de estos últimos donde se desarrolla comunicación via
ondas electro-magnéticas
L = vida media de civilización comunicativa (aun desconocido…)
Definiciones básicas para planetas extrasolares
• Objetos que no tienen fusión nuclear en su interior (menos de 13 masas
de Júpiter para metalicidad solar). A veces, por errores en masa y
metalicidades regularmente altos, el límite se fija en 20 o 25 MJ.
• Masa mínima para planeta extrasolar debe ser la misma que para
planetas en nuestro sistema solar.
• El objeto debe orbitar una estrella (o remanente) sin importar cómo se
formó. Objetos libres en cúmulos estelares que cumplan con los límites
de masa no son “planetas”, si no sub-enanas marrones.
Métodos para encontrar planetas extrasolares (~1700 hasta ahora)
Method
Derive
Mass Limit Status
Pulsar Timing
τ ; mp/Ms
Lunar
Successful (15)
Radial Velocity τ ; mp *sin I ; e super-EarthSuccessful (682)
Astrometry
τ ; mp ; a ; D s
Ground
Space
Transit Photometry
Ground
atm comp.
Space
Space
sub-Jupiter In development
super-EarthUnder study
τ ; Αp ; a ; I ; Ds ;
Successful (942)
sub-Jupiter numerous groups
sub-Jupiter HST, Spitzer,
sub-Earth CoRoT, Kepler
Reflection Photo.
τ ; albedo*Ap ; a ;
Space
Microlensing:
Ground
atm comp.
sub-Jupiter Kepler
f(m,Ms ,r,Ds,DL )
super-EarthOGLE (20)
Direct Imaging τ ; albedo*Ap ; a ; I ;
Space
e ; Ds ; atm comp.
Successful (30)
Earth
numerous groups
(Source: http://exoplanet.eu/)
τ=period, a=semi-major axis, mp=planet mass, Ap=planet area, I=orbit inclination, e=eccentricity, Ds=distance to star
Ejemplos:
HR 8799
Tamaños esperados para distintos tipos de planetas
Misión Kepler
Lanzado en 2009 (3.5 años)
espejo de 1.4m y campo=105 deg2
Fotometría precisa (20ppm)
monitorea >145,000 estrellas
42 CCDs =
95 Mpix
solo 5% de
los pixeles se
envían a
Tierra
http://archive.stsci.edu/kepler/
planet candidates
Más de 4900 hasta ppios 2016, 1044 confirmados
http://archive.stsci.edu/kepler/
Frontera de exoplanetas en temperatura
superficial y masa.
Porqué son mejores las estrellas pequeñas (tipo M) para buscar planetas
extrasolares?
A. Estrellas tipo M tienen más chances de tener planetas pequeños
(terrestres)
B. Estas estrellas tienen una zona habitable mas compacta (0.1 AU)
C. tienen menos masa (0.1 MSol)
D. tienen vidas más largas (~13 Gyrs)
E. son las más abundantes en nuestra galaxia.
Formación y búsqueda de planetas
Conceptos clave:
Cuál es la teoría de formación del sistema solar? Qué evidencia hay a
su favor?
El sistema solar siempre está evolucionando.
Qué es la vida? Podemos definirla?
Qué características de la Tierra son importantes para la vida? Cómo se
relaciona esto con lo que podríamos considerar como un planeta
habitable?
Qué puede afectar la zona habitable? Masa de la estrella, composición,
evolución, distancia del planeta, dinámica, migración, etc.
Usar la ecuación de Drake para tratar de cuantificar la existencia de
vida comunicativa. Qué tan bien se conocen sus parámetros?
Cómo buscamos planetas? Cómo hacemos para saber sus
propiedades?
El Sol, una estrella
Hα
Solar Spectrum
Na
Mg
Hβ
Características Generales
•
•
•
•
•
•
•
El Sol es una estrella normal, típica. Como esta cerca
la podemos estudiar en gran detalle. No podemos ver
su interior, pero basados en las observaciones superficiales y modelos podemos comprender la estructura interna del Sol.
Esto nos ayuda a entender las estrellas más distantes, que no pueden ser
observadas en tanto detalle.
La atmósfera solar es lo que vemos. El color amarillo se debe a que su temperatura
de cuerpo negro es de unos 5800 grados Kelvin.
Estudiando el espectro sabemos que el Sol está compuesto mayormente de H (75%),
He (23%), y el resto de elementos mas pesados (2%).
El período de rotación del Sol (tiempo que demora en girar una vuelta completa es de
25.8 días, pero rota más rápido en el ecuador y más lento en los polos.
El diámetro del Sol es de unos 1.400.000 km, y su masa es 2x1030 kg, unas 300.000
de veces más masivo que la Tierra.
La masa se mide usando la 3a ley de Kepler:
Características del Sol
Quantity
Sun
Earth
Ratio (Sun/Earth)
1.989.100,0
6,0
333.000,0
km3)
1.412.000,0
1,1
1.304.000,0
Mean Radius (km)
696.000,0
6.371,0
109,0
1.408,0
5.515,0
0,3
617,6
11,2
55,2
274,0
9,8
28,0
0,00005
0,00340
0,01471
-26,74
-3,86
Mass
(1024
Volume
kg)
(1012
Mean density
(kg/m3)
Escape velocity (km/s)
Surface gravity (eq.)
(m/s2)
Ellipticity
Visual Magnitude V(1.0)
Absolute Magnitude
4,8
Luminosity (1024 J/s)
384,6
Spectral Type
G2 V
Granulation size (km)
Supergranulation size (km)
Sunspot size (km)
Age
(109
yr)
2.000,0
30.000,0
8.000,0
4,5
Central Temperature (K)
16.000.000,0
5.700,0
2.807,0
Surface Temperature (K)
5.800,0
290,0
20,0
Sunspot Temperature (K)
4.500,0
Corona Temperature (K)
Chemical Composition
1.000.000,0
75% H + 23% He + 2% comprising traces of 70 other elements
Estructura Interna del Sol
El interior del Sol incluye una
zona convectiva, arriba de
una zona radiativa
intermedia, y un núcleo
central.
La energía en forma de luz
(fotones) es producida en el
núcleo del Sol (r<0.2Ro) por
reacciones termonucleares.
Esta se transporta por
radiación a través de la capa
radiativa hasta r=0.8Ro, y por
convección en la zona
convectiva (r>0.8Ro), para
finalmente escapar a través de
la atmósfera solar en r=1Ro.
Estructura Interna del Sol
• Esta gran masa de H y He gaseoso ha
permanecido en equilibrio estable por unos
5.000.000.000 años. Ello es debido a que en
todo punto en el interior el Sol está en equilibrio
hidrostático y térmico.
•
Equilibrio hidrostático: en cada punto del
interior hay un equilibrio de fuerzas: la fuerza
de gravedad atrae la materia hacia adentro,
mientras que la presión empuja hacia afuera.
Si no existiera el equilibrio hidrostático y
dominara la gravedad (flechas azules), el Sol
se contraería; y viceversa: si dominara la
presión del gas + la radiación (flechas verdes),
el Sol se expandiría.
• Equilibrio térmico: la cantidad de energía que
fluye hacia un punto y desde un punto es igual.
O sea que la temperatura en un cierto punto se
mantiene constante.
Atmósfera Conv.
Rad.
Núcleo
El Interior del Sol
•
10000000 -5000000 -Grados K
150000 -100000 -50000 -Kg/m3
ρ
•
15000000 --
T
•
Las temperaturas, densidades y
presiones crecen hacia el interior
del Sol, alcanzando sus valores
máximos en el núcleo.
En el núcleo del Sol las
densidades, temperaturas y
presiones son tan altas que los
átomos chocan entre sí. Por
ejemplo, en el centro del Sol la
temperatura alcanza T =
16.000.000 K, y la densidad llega
a ρ = 160.000 kg/m3.
Toda la energía (luz) del Sol es
producida en el núcleo, hasta un
radio de 0.25 Ro.
De qué color es el núcleo?
• Amarillo
• Rayos Gama
• Infrarojo
Modelo del Sol
Los modelos de estructura interna del Sol
especifican la temperatura, presión,
densidad, composición química y
luminosidad en función del radio.
Para construir esos modelos se usan 5
“ecuaciones de estructura”:
1. Equilibrio hidrostático
2. Conservación de masa
3. Equilibrio térmico
4. Transporte de energía
5. Ecuación de estado
Además, se necesitan condiciones de
contorno.
Los astrónomos modernos tienen dos
formas de chequear sus modelos de
estructura interna del Sol:
Heliosismología y Neutrinos
Experimentos de Neutrinos
•
•
•
•
•
La fusión (e.g. cadena protón-protón) produce un gran
número de neutrinos en el núcleo del Sol.
Los “telescopios de neutrinos” son grandes tanques de
billones de litros de Galio localizados en minas
abandonadas, observados con cientos de
fotomultiplicadoras.
Por ejemplo el experimento Kamiokande. Estos
experimentos son muy delicados.
Además del Sol, la única otra fuente de neutrinos
observada en el Universo fue la explosión de la
SN1987A.
Hay distintas clases de neutrinos, y los detectores sólo
son sensibles a algunos tipos de neutrinos.
Ga
neutrinos
Sismología del Sol (neutrinos más adelante)
•
•
Siendo una bola de gas, el Sol
también tiene terremotos
(heliomotos). Esos movimientos se
pueden observar midiendo
velocidades muy precisas en las
capas exteriores usando el efecto
Doppler en las líneas espectrales.
En este modelo, el gas que se aleja
se ve rojo, y el que se acerca se ve
celeste. Esta helio-sismología es
muy importante porque nos permite
testear los modelos de estructura
interna del Sol, así como la
sismología terrestre nos reveló la
estructura interna de nuestro
planeta.
Sol
αCen
βHya
¿Por qué
brilla el Sol?
Producción de energía en el Sol
Cuál es la fuente de energía del Sol?
•
Alternativa 1: Quema química.
– Si el Sol estuviera hecho de bencina, duraría sólo miles de años en agotarla para producir
su energía.
•
Alternativa 2: Colapso gravitatorio
– El Sol se contrae por gravedad, el interior se calienta generando radiación (cuerpo negro).
– Lord Kelvin calculó que la energía gravitacional disponible duraría sólo por unos 107 años.
– Sin embargo, sabemos que el Sol ha permanecido en equilibrio hidrostático por más de 109
años.
•
Alternativa 3: Fusión termonuclear
– ¿Qué pasa con material a 16000000 K y a 150 veces la densidad del agua?
– Moléculas ni átomos normales sobreviven, sólo núcleos de H, He y e- libres.
– Altas energías ⇒ fusión (dos partículas chocan y se funden en una)
FUSIÓN TERMONUCLEAR
Cadena protón-protón en el Sol
La fusión mas común en el núcleo del Sol es la cadena protón-protón, que hace que 4
átomos de H se fusionen, produciendo un átomo de He y liberando energía en forma de
fotones (luz) y neutrinos. Es una cadena de eventos, cuyo resultado esquemático se ve
en la figura. Parte de la materia se convierte en energía, por la ecuación de Einstein
e=mc2
os
rin
t
u
ne
pro
ton
es
n
itro
s
o
p
prot
on
helio 4
proton
fot
o
on
t
o
r
n
p
=
Ciclo CNO
Existen otros tipos de fusiones que producen elementos más pesados que
el He.
El ciclo CNO es muy importante a temperaturas mayores que la del centro
del Sol, e.g. en estrellas más masivas.
El resultado neto; 4 protones se fusionan para formar un átomo de Helio.
Notar que 12C es regenerado al final.
Estructura Interna del Sol
– ¿Por qué no vemos directamente la radiación producida en el centro, en
forma de rayos γ? Propagación de fotones hacia la superficie:
• Un fotón emitido en el núcleo tiene vida media muy corta, es
inmediatamente absorbido y reemitido (profundidad óptica alta).
• Además, a medida que el radio aumenta la energía se degrada, los
fotones reemitidos tienen menor energía.
• En su camino, los fotones pierden energía al ionizar el gas. Parte de
la energía de un fotón emitido en el núcleo recién se escapa por la
superficie entre 50.000 y un millón de años después (un neutrino
tarda 2 seg).
• Si tuviéramos ojos sensibles a neutrinos veríamos el núcleo, porque
éstos escapan del Sol sin interactuar.
• Conservación de energía: cada capa tiene la misma cantidad
de energía. Pero la superficie de las capas aumenta a medida
que nos movemos hacia fuera. Entonces, si consideramos que
cada capa es un cuerpo negro, su superficie aumenta pero su
temperatura disminuye.
Transporte de Energía
Conducción:
– Energía se transporta a través del material por interacciones
entre átomos.
– Hay materiales mejores que otros para este tipo de transporte.
– Ejemplo: propagación de calor por un metal.
• Convección:
– Grandes masas de fluídos que circulan transportando energía.
– Ejemplo: agua hirviendo en una tetera.
• Radiación:
– Radiación electromagnética (fotones).
– Ejemplo: Cuerpo Negro.
•
Turbulencia y Convección
Transporte de energía por convección:
• La superficie del Sol es turbulenta, con burbujas de gas que suben y bajan, como si el
material fuera agua hirviendo, aunque a mucho mayor temperatura.
• La granulación superficial muestra el material solar en ebullición constante
(convección). El gas caliente que sube produce gránulos brillantes.
FIA 0111- Astronomia
Dante Minniti (P. U. Catolica)
La Atmósfera del Sol
•
•
La cromósfera es la superficie del
Sol. Tiene una T=6.000 grados y
un espesor de 100 km. La
cromósfera emite su mayor
cantidad de energía en el óptico, y
es lo que se observa del Sol a
simple vista.
La región de transición es una
zona relativamente pequeña fuera
de la superficie solar donde la
temperatura aumenta
rápidamente.
1000000 –
100000 –
cromosfera
•
La atmósfera es la capa más
externa, de solo unos 700 km de
esperor. Está dividida en
fotósfera, cromósfera, y luego
siguen la transición y corona.
La fotósfera es la capa más
interior, de donde provienen los
fotones. Es un cuerpo negro.
Temperatura (K)
•
10000 –
5000 –
Region de
transicion
1000 –
Corona
Distancia sobre la fotosfera (km)
0
5000
10000
15000
20000
La Fotósfera
• La fotósfera tiene ≈ 1/1000Ro de
espesor.
• Su densidad es ≈ 1/10000 la de la del
aire en nuestra atmósfera.
• Superficie granular (convección)
– El tamaño de un gránulo es de
unos 1000 km, y su centro está
unos 100K más caliente que su
borde (recordamos TBB=5800K).
• Oscurecimiento hacia el Limbo:
– El centro del disco del Sol se ve
más brillante que los bordes.
– En el centro vemos capas más
internas, más calientes.
– En los bordes vemos capas más
externas que son más frías.
La Corona
•
•
•
La parte mas externa del Sol se llama corona, y se puede observar durante los eclipses
totales de Sol, cuando la Luna nos tapa el disco brillante.
La corona es muy extendida y difusa, con T=1.000.000 K, emite en rayos X.
El aspecto de la corona es muy variable, dependiendo del ciclo de actividad solar.
El Sol en distintas longitudes de onda
•
Observando en distintas longitudes de onda (óptico, IR, UV, rayos X) el Sol
muestra distintos aspectos. Por ejemplo las manchas solares son oscuras en
el óptico, pero brillantes en rayos X.
Radio
CaK
Neutrinos!
IR
UV
Qué pasaría si el sol dejara de hacer fusión en su núcleo en este instante?
A. Sin radiación nueva, el sol colapsaría rápidamente.
B. El núcleo comenzaría a colapsar, pero en las capaz externas esto
recién se notaría en mas de 10000 años.
C. El sol aparecería más frío inmediatamente.
D. Aparecería más frío 8 minutos más tarde.
E. Ambas B & D
FIA 0111- Astronomia
Franz Bauer (P. U. Catolica)
¿Por qué hay
manchas y
explosiones en
el Sol?
Manchas solares
Explosiones Solares
•
Las flares son explosiones gigantescas en la superficie del Sol, expulsando material (gas caliente)
que sigue las líneas del campo magnético. Estas verdaderas tormentas solares son frecuentes
durante el máximo del ciclo solar, y afectan las comunicaciones de radio en la Tierra. Las
explosiones mas grandes pueden superar los 2.000.000 km.
• Tamaño de la Tierra
FIA 0111- Astronomia
.
Dante Minniti (P. U. Catolica)
Actividad y Manchas en el Sol
Actividad y Manchas en el Sol
•
Cada 11 años, el número de manchas crece hasta un máximo, para
luego decrecer. Este período se llama ciclo solar, y se relaciona con
tormentas y erupciones de altas energías en las capas exteriores del
sol (corona). Esas son visibles en rayos X y líneas de emisión. Las
líneas del campo magnético se enredan debido a la rotación del Sol, y
la polaridad del campo se invierte cada 11 años. Por lo tanto, el ciclo
real dura 22 años.
Gran tormenta 1859
(telegrafos + aurora)
Actividad y manchas solares
Sol activo vs. pasivo
Durante el ciclo solar, la
emisión en rayos X cambia
de forma dramática.
Agujeros Coronales y Viento Solar
• Existen agujeros coronales, que se observan como regiones muy oscuras en
rayos X. Es a través de esos agujeros coronales que se escapa la mayor
cantidad de viento solar.
• El viento solar es un viento de partículas y radiación que sopla el Sol
continuamente. Ese viento es frenado por el campo magnético terrestre, que
nos protege de sus efectos.
• La rotación del Sol va generando un viento solar cuyas ráfagas avanzan de
manera espiral, y alcanzan V = 200 km/s.
El Viento Solar
El Sol está activo, aunque explosiones gigantes son raras.
Las partículas del viento solar llegan a la Tierra, pero el
campo magnético de la Tierra es un escudo eficiente.
Nuestro campo magnético desvía las partículas cargadas,
que pueden caer hacia los polos, causando las auroras.
¿De qué
está hecho
el Sol?
El Espectro del Sol
• No podemos observar el interior del Sol. El espectro que vemos proviene de su
atmósfera. El continuo espectral que observamos proviene de la fotósfera. Las
líneas espectrales que vemos son debidas a absorción de átomos y moléculas
de distintos elementos en la cromósfera, y permiten medir la composición
química del Sol.
• Cecilia Payne-Gaposchkin fue la primera en hacer un análisis detallado del
espectro del Sol:
– 75% H + 24% He + 1% resto
– Muy diferente a la Tierra
CaII
Composición Química del Sol
Log del número de átomos de cada elemento.
H, He y Li se originaron en el Big Bang.
El resto de los elementos se originaron por procesos de fusión en el
interior de las estrellas o por quemas explosivas en supernovas.
Composición Química del Sol
El Sol
Conceptos Clave:
Porqué brilla el Sol?
Cuál es la estructura del Sol?
Cómo se da la fusión nuclear en el Sol?
Cómo sale la energía de fusión de la estrella?
Cómo sabemos qué ocurre dentro del Sol?
Qué causa la actividad solar, y cómo cambia con el
tiempo?
Cómo afecta a los humanos la actividad solar?
Y otras
estrellas?
Clasificación Espectral
n
n
n
n
Una manera de obtener la temperatura es usando el continuo estelar,
tomando las estrellas como cuerpos negros.
Otra manera es midiendo la presencia de algunas líneas espectrales
que son sensibles a la temperatura.
Clasificación de espectros estelares:
u Basados en el continuo y las líneas espectrales, los astrónomos a
fin del siglo XIX y principios del XX clasificaron los espectros de las
estrellas en distintas familias.
u Historia de trabajo arduo de Secci, Morgan, Keenan, McCarthy,
Pickering.
u Se adoptó el sistema MK (Morgan & Keenan) de clasificación
espectral.
Líneas y bandas espectrales intensas se usaron para la clasificación:
u Líneas de hidrógeno de la serie de Balmer
u Líneas de Ca, Fe, Na
u Bandas moleculares como TiO, H2O, CO, C2
Clasificación Espectral
Clasificación Espectral
Más tarde se descubrió que la secuencia espectral tradicional OBAFGKM es
una secuencia de temperaturas.
Las estrellas frías de tipo M tienen bandas de TiO. Las estrellas de carbón
con bandas intensas de C2 forman una secuencia aparte (tipos RN).
Si la T varía, las líneas del H tienen un máximo de intensidad en estrellas de
tipo A con T=10000 K, decreciendo para T mayores y menores.
Lo mismo ocurre con otros elementos, y los cocientes de líneas pueden ser
utilizados para hacer una clasificación más fina (subdivisiones de 0 a 9).
Porqué las líneas de H
disminuyen a altas y
bajas T?
n
n
n
Porque no hay hidrógeno a
temperaturas altas ni bajas
Porque a alta temperatura todo el
H está ionizado, y a baja
temperatura todos los e- están en
el nivel fundamental.
Porque a alta temperatura el spin
del H es el que cambia (otras
líneas), y a baja temperatura el
continuo es más intenso.
Clasificación Espectral
Frías (rojas)
T
Calientes
(azules)
Clasificación Espectral
Tipo
Teff
Ejemplo
O
>30000 sdO
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
R
4000
RCB
Moléculas de C (C2, CO, CH)
N
3000
Moléculas de C más intensas
S
4000
Intermedio entre M y R
L,T
<2000
Gl229B
Características Espectrales
Moléculas dominan (H2O CH3), no continuo
Luminosidades Estelares
Además, la clasificación espectral asigna otra dimensión: la luminosidad V, IV,
III, II, I. Una tercera dimensión, menos importante, es la composición.
Se encontró que para un mismo tipo espectral, el ancho de las líneas puede
variar. Esto es debido a la gravedad de las estrellas: las gigantes tienen
líneas más delgadas debido a la menor presión atmosférica.
Clases de luminosidad:
V-enanas
III-gigantes
log g
I-supergig.
Información Espectral
La espectroscopía es la herramienta más poderosa de la Astronomía.
Característica
Espectral
Información Obtenida
Máximo del
espectro continuo
Líneas presentes
Temperatura (Ley de Wien)
Composición química
Intensidad de las
Composición, Temperatura
líneas
Ancho de las líneas Temperatura, rotación, densidad,
campo magnético, V (turbulencia)
Efecto Doppler
Velocidad radial
Temperaturas y Colores
Los colores de las estrellas revelan su temperatura
superficial.
Por ejemplo, una estrella como el Sol con una temperatura
superficial de 6000K se ve amarilla.
Determinación de Distancias
n
n
n
Las estrellas están muy muy lejos. Cómo podemos medir sus
distancias?
Las medidas más directas son las geométricas
u Paralaje
u Sólo aplicable a estrellas cercanas
u Por ejemplo, los griegos desecharon la teoría heliocéntrica porque
no detectaban paralajes estelares. Tycho se dio cuenta que esto
se debe a que las estrellas están muy lejos.
Las medidas indirectas se hacen usando comparaciones y
calibraciones.
u Comparando brillos de estrellas similares
u Usando estrellas variables
« Son aplicables a gran distancia, aunque menos precisas
« Son los primeros escalones de la escala de distancias
Paralajes Estelares
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
parsec (PARallax SECond):
1 pc = 206265 UA = 3.26 ly
Paralajes de estrellas cercanas
n
n
n
n
n
n
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 arcsec.
Esto nos da una distancia de d = 1/p = 1.3333pc = 275000 AU =
4.3 ly.
El límite de los telescopios terrestres es p>0.01arcsec, o sea que
estamos limitados a las estrellas con d<100pc.
La misión espacial Hipparcos midió paralajes precisas hasta d <
500 pc.
GAIA los está midiendo actualmente hasta 10.000pc
Si Alfa Centauri se alejara diez veces más, su paralaje
A.
B.
C.
D.
aumentaría
disminuiría
no cambiaría
haría que la estrella cambie de color
La luminosidad de una estrella es
A.
B.
C.
D.
E.
la temperatura superficial de la estrella
la luz total que la estrella emitirá a lo largo de toda su vida
el brillo aparente de la estrella desde la Tierra
la potencia total irradiada al espacio por la estrella
el tiempo de vida de la estrella
Propagación de la luz
f = L / d2 (ergs/s/cm2)
f=1
f = 1/4
f = 1/9
El brillo aparente, o FLUJO “f”, depende de la emisión total de luz
(LUMINOSIDAD) y de la distancia, y decrece con el cuadrado de la distancia a
la fuente.
Concepto importante en Astronomía
Magnitudes
Aparentes
n
Hiparco, un siglo antes de Cristo
clasificó las estrellas de acuerdo con
sus brillos en seis categorías
u 1-6 magnitud, 1-100 brillo
u más débil m=6
u más brillante m=1
u La escala es logarítmica (refleja la
respuesta de los conos y bastones
del ojo humano).
Magnitud Absoluta
Luminosidad Intrínseca
n
¿Qué magnitud tendría la estrella si la ponemos a una distancia de 10pc?
u
u
n
Ejemplo, para el Sol m=-26.5
Usando la ley de 1/d2, el Sol nos daría 1/2,000,0002 (1pc≈200,000UA) de la luz que
nos da ahora.
En general
Fotometría
n
Medición del flujo de luz en una banda determinada. Sistema UBV de Johnson.
n
Indice de Color: mide el color de una estrella usando dos filtros, e.g. B-V. Está
calibrado en función de la temperatura.
n
n
u
V=Vo-2.5log(lV), B=Bo-2.5log(lB)
u
B-V=(Bo-Vo)-2.5log(lB/lV)
Sol:
V=-26.78, B=-26.16, U=-26.06, B-V=0.62, U-B=0.10
Sirio: V= - 1.46, B= -1.46, U= -1.52, B-V=0.00, U-B=-0.06
La estrella YY tiene temperatura de 10000K con emisión máxima en 290nm.
La estrella ZZ tiene temperatura de 5000K. El máximo de ZZ está en
A.
B.
C.
D.
E.
145nm
580nm
1160nm
4680nm
lejos de cualquiera de las anteriores.
Recordar ley de Wein, por la que el máximo de la emisión de cuerpo negro
es inversamente proporcional a la temperatura, λ = b/T, con b=
2,897,768.5 nm·K
Qué diferencia hay entre espectroscopía y fotometría?
Cuáles son las ventajas y desventajas de cada una?
Qué diferencia hay entre magnitudes y luminosidades aparentes y
absolutas?
Qué diferencia hay entre una estrella O y una G?