5 las estrellas

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  • 1. Fundacin Centro de Investigaciones de Astronoma Francisco J. Duarte

2. E l F i rm am e n to E s tre llad o 3. Dist ancias Ast r onmicasUNIDAD ASTRONOMICA:Es la distancia promedio de la Tierraal Sol, su valor es:149 597 900 kmY la luz tarda en viajar del sol a latierra:149 597 900 km / 300,000 km/sec= 498.66 sec= 8 min, 19 sec. 4. Ao L u zEs la distancia recorrida porla luz en 365 diasEquivale a 9,460,528,404,846Km 63.240 UA 0.3066 parsecs 5. P AR AL AJE E S T E L AR 1UA 1UA151 2.063 x10d= ...o... UA d=d= Tg "Es el ngulo con que que ve el radio de la orbita de la tierra, desde una estrelladadaExisten varios paralajes:-Paralaje Anual Trigonometrica, Paralaje Espectroscopica,-Paralaje Dinmica, Paralaje Secular 6. P AR S E CEl prsec o parsec (pc) es unaunidad astronomca de longitud.Su nombre se deriva del inglsparallax of one arc secondPARSEC:Es la distancia a la cual seencuentra una estrella desde lacual, el RADIO de la orbitaterrestre se vea con un ngulo de1 de arco1 parsec = 3.26 aos-luz= 31 billones de kilmetrosD(pc) = 1/p 7. E s tre llas M as C e rc an asSistema CentauriDistancias:A y B= 4.3 alProx. Cent= 4.2 al 8. M ag n i tu d e s E s te lare sMagnitud Visual Aparente:Es el brillo aparente con que vemos las estrellas Se organizan de manera inversa, las mas brillantes tienen menor Mag. Que las masdebiles, van desde 1.46 para Sirio hasta 6.3 para las mas debiles visibles, el sol tiene 26.72 y los mas potentes telescopios alcanzan hasta Mag. 30En 1856 se establece la "escala de Pogson": una estrella de 1 magnitud tiene unaintensidad luminosa aparente 2512 mayor que una estrella de 2 magnitud, y en generaluna dif. de 1na mag. Implica un brillo 2.5 veces menor.Estrellas visibles 6500 estrellas b1m1 m2 = 2.5 log b2Magnitud Visual Absoluta:Mag. Que tendria una estrella auna distancia de 10 Pc M = m + 5 + 5 log( ) 9. L U M I N O S I D AD- De una estrella es una medida de la cantidad de energa luminosa emitidapor la estrella por unidad de tiempo.- Si llamamos Brillo (b) al la cantidad de energa luminosa recibida porunidad de rea y tiempo a una distancia d de la estrella, entonces:Luminosidad = 4d2 b 10. Principales Estrellas EstrellaMagnitud Magnitud Distancia a Absoluta aparenteLa Tierra (AL)El Sol +4.8 -26.720.000016Proxima Centanturi+15.5+11.05 (var)4.3Alfa Centauri+4.4 -0.274.3Sirio+1.4 -1.468.6Altair +2.3 +0.7716Vega +0.6 +0.0325Arturo +0.2 -0.0434Capella+0.4 +0.0841Canopus-2.5 -0.7274Rigel-8.1 +0.12900Betelgeuse -7.2 +0.7 (var)1500Deneb-7.2 +1.25 1500 11. Vecindario SolarBurbuja Local de aprox 120 pc 12. INDICE DE COLOR (Sistema UBV)Es una medida del color de una estrella comparando la magnitud en cada una de lassiguientes bandas:U, magnitud ultravioleta, centrado en 3650 con una banda de paso efectiva de 680 B, magnitud azul, centrado en 4400 con una banda efectiva de 980 V, magnitud visual, centrado en 5500 con una banda efectiva de 890 Se usan frecuentemente los indices:B V : Diferencia de Mag. Entre el Azul y el VisualU - B : Diferencia de Mag. Entre el Ultravioleta y el AzulPara mB > mV la estrella es ms dbil en el azul, luego parecer ms roja que Vega. Que pordefinicin, Vega tiene todas las magnitudes aparentes iguales a cero, mv = mB = 0. 13. E S P E C T R O S C O P A 14. E s p e c tro s c o p i o An ti g u oSpectroscope - A Kruss, Hamburg c.1910 15. E s p e c tro s c o p i o M o d e rn o 16. E s p e c tro s c o p i o C as e ro 17. E s p e c tro S o lar L i n e as d e Ab s o rc i n 18. Contnuo Lineas de EmisinLineas de Absorcin 19. L i n e as d e E m i s i n 20. EFECTO DOPPLERConsiste en el cambio de la Longitud de Onda por efecto delmovimiento de la fuente o el observadorSi se acercan la luz se torna azulada (Desminuye )Vr = c.oSi se alejan, la luz se enrojece (Aumenta ) 21. C als i fi c ac i n E s p e c tral 22. CLASE ESPECTRALClasificacin estelar de acuerdo a su espectro electromantico, Inicialmente creada por P. Secchi en 1860,luego perfeccionada por E. C. Pickering de Harvard, en 1890, y actualmente conocida como el sistemaYerkes o MKK (Morgan, Keenan, Kellman).TemperaturaDistribuClase ColorCaractersticas espectrales Superficial cin %Blanco O Azulado30.000Lneas de Helio Ionizado, pocas lneas de absorcin, pocas lneas de H0.5Blanco B Azulado11 a 30 mil Helio Neutral, Aparece el Hidrogeno 19Blanco7500- A Azulado11.000Domina el H, presencia de metales ionizados 22BlancoFAzulado a6000-7500 H dbil, Calcio Ionizado14blancoBlanco GAmarillento5000-6000 Calcio II, prominante, H muy dbil, metales neutros 13 Amarillo- KNaranja3500-5000 Metales neutros dominantes25Lneas fuertes de metales neutrales, Bandas moleculares, MRojizo 3500principalmente de Oxido de Titanio6 23. Espectros Estelares 24. Relacin Brillo Temperatura Hay estrellas ms brillantes que el Sol, y otras menos brillantesque el Sol. Tambin hayestrellas ms calientes y otras menos calientes que el Sol. La temperatura y el brillode una estrella estnrelacionadas, lo cual se puede apreciar en una grfica del brillo comofuncin de la temperatura. 25. Diagrama H-REn 1911 el astrnomo dansEjnar Hertzprung us este tipo de diagrama por primera vez.Ms tarde en 1913, elHertzprung norteamericano RussellHenry Norris Russell hizo lomismo de forma independiente Por la calidad y cantidad de informacin revelada en este sencillo diagrama, que sellama el Diagrama Hertzprung-Russell(H-R), este representa un gran logro para la astrofsica y es una herramientavaliossima para los astrnomos. 26. CLASE DE LUMINOSIDADRelacionada con el Tamao-Luminosidad de la estrella dentro de una misma clase espectralClase CaractersticasI SupergigantesIIGigantes brillantesIII GigantesIVSubgigantesV Enanas de la secuencia principalVISub-EnanasVII Enanas Blancas 27. Determinacin de los radios de las estrellas por su posicin en el diagrama H-RPara una T dada la Luminosidad solodepende del Radio de la Estrella, asMayores Luminosidades Mayores Radios 28. Fin Captulo