ASTROFISICA 2013

7/27/2019 ASTROFISICA 2013

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ASTROFISICA

CRISTIAN GOEZ THERANCATEDRA DE ASTRONOMA Y

COSMOLOGA

UNIVERSIDAD LIBRE


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PIENSO


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PIENSO


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Evolucin estelar


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TEORIA ELECTROMAGNETICA


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CLASES DE ESPECTROS

ESPECTRO DE EMISIN

ESPECTRO DE ABSORCIN


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El espectro electromagntico


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Debido a que nuestra atmsfera es opaca a los rayos X y rayos , estaastronoma ha estado siempre ligada con la industria aeroespacial

En otras palabras, la astrofsica de altas energas slo se pudo comenzar adesarrollar en la dcada de los 1950s.

E 1817 J F h f


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En 1817, J. Fraunhoferintento explicar algunas lneasextraas en el espectro solar,pero concluy que se debana la naturaleza misma de laluz. Encontr cerca de 600

lneas.

1802-1860


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Gustav KirchhoffKnigsberg

Electricidad y leyes de

mallas

En Heidelberg encontr

elementos raros en el

Sol

Na, Fe, Ca, Mg, Ni Cr


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Robert Bunsen

Gttingen

Director de KirchhoffQumico experimental

Encontraron un elemento

desconocido en la Tierra el Helio

C d l t i d l


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Cada elemento qumico produce lneas

de emisin nicas al ser calentado


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ESPECTROS


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ESPECTRO DE EMISION DE LOS ELEMENTOS

AlCa

C

He

H

N

Fe


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Protoestrellas


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A i J C


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Annie Jump Cannon

Reemplaza el trabajo deMaury

Crea la Clasificacin

O B A F G K M

Trabajo con 235.300 estrellasIntuyo relaciones entre el

color y la Temperatura.


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Fue desarrollada a comienzos del siglo XX por HenryDraper.

Annie Jump continu con su labor luego de sufallecimiento (1918-1924).

El catlogo de Henry Draper (HD) fue publicado en1924.

Los tipos son: O, B, A, F, G, K y M Cada clase se divide en subgrupos numerados del 0

al 9. En algunas ocasiones se utilizan decimales

Existen estrellas de tipos R y N

CLASIFICACIN DE

HARVARD

Oh B


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Oh, Be

A Fine

Girl

KissMe.

Oh B


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Oh, Be

AFine

Girl

KissMe.

Ej H t


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Ejnar Hertzsprung

Qumico Aleman que se intereza porla quimica de las placas Fotograficas

(1902)

Hallo dos tipos de Estrellas

Gigantes Enanasen 1908 llamo a Pickering para pedirdatos de Maury


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Gran Amigo de Karl Schwarschildquien en 1910 lo presenta con Henry

Russel

H R ll


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Henry Russell


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El diagrama ms Importantede la Astrofsica

DIAGRAMA H-R

El Diagrama de Hertzsprung Russell


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Secuencia Principal:

Fase en que la estrellaquema hidrgenomediante fusin nuclear:

proceso mediante elcual 2 ncleos atmicos

se unen para formar uno

de mayor peso atmico.

El Diagrama de Hertzsprung RussellResultado deobservaciones sobre la

relacin existente entre

la magnitud absoluta de

una estrella y sutemperatura superficial.

El Diagrama de Hertzsprung Russell


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Secuencia Principal:

Fase en que la estrellaquema hidrgenomediante fusin nuclear:

proceso mediante elcual 2 ncleos atmicos

se unen para formar uno

de mayor peso atmico.

El Diagrama de Hertzsprung RussellResultado deobservaciones sobre la

relacin existente entre

la magnitud absoluta deuna estrella y sutemperatura superficial.


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Diagrama H-R


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TEMPERATURA

S

42TR4L =


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RADIOS

TR4L =


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LEY DE WIEN


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LEY DE WIEN

La longitud de onda a la cual la potencia emisiva del cuerponegro alcanza un valor mximo para una temperatura dada

Los objetos con una mayor temperatura emiten la mayora de su radiacin en longitudes de onda ms cortas; por lo tanto aparecern ser ms azules .

Los objetos con menor temperatura emiten la mayora de su radiacin en longitudes de onda ms largas; por lo tanto aparecern ser ms rojos .


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1 Giga-ao (Ga) = 109 aos = mil millones de

aos.


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Secuencia principal


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La fusin nuclear

" Choque de dos tomos de hidrgeno paraformar un ncleo de helio.

" Se generan grandes cantidades deenerga.

" Ciclo protn-protn." Ciclo carbono-nitrgeno.


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Gigantes

" Conversin casi absoluta de todo elhidrgeno en helio.

" Otras reacciones de fusin:" He ==> C, He ==> O" Ms temperatura: Ne, Na, Mg." 3*109 C: Hasta el hierro." Fases de expansin y contraccin.


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Fases finales de la estrella

" De 0,2 a 1,5 masas solares (Lmite deChandrasekhar): Enana blanca y nebulosaplanetaria.

" De 1,5 a 10 masas solares: Supernova yestrella de neutrones.

" Ms de 10 masas solares: Supernova yagujero negro.

Nebulosas planetarias


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Enanas blancas

" Producto de la ltima fase de expansin." Capas exteriores de la estrella: Nebulosa

planetaria.

" Ncleo de elementos pesados de laestrella: Enana blanca.

" Una cucharada = 100 kilogramos.


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Enanas blancas

Supernova


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Supernova

Estrellas de neutrones" Producto de una fase de compresin muy

grande.

"Espectacular expulsin explosiva de casitoda la estrella.

" Ncleo de hierro en el centro: Estrella deneutrones=pulsar.

" Fusin protn-electrn."

Una cucharada = 100.000.000 Ton.


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Remanentes de supernova


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Remanentes de supernova


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Agujeros negros

" La fuerza de gravedad por fin le gana a lapresin.

" Observador lejano: La estrella se contrae hastaintentar alcanzar un valor lmite = Radio deSchwarzchild.

" Sobre la estrella: El tiempo parece detenersesobre la estrella. Elobservador vacomprimindose con la estrella y, tericamente,

observa el colapso progresivo.


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Agujeros negros

" La luz no puede escapar.

" Estrellas congeladas: Porque el tiempo sedetiene sobre su superficie.

Cmo se detecta un agujero


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negro" Emisin potente de rayos X." Estrella binaria donde una de las dos

estrellas es invisible." Disco de acrecin." Chorros de gas en el centro de las

galaxias

" Medicin de la masa de la estrellamoribunda.



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negro



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g j

negro


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Alrededor de un agujero negro


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Entrando a un agujero negro.


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Sobre un agujero negro.


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GIGANTE ROJA

Conversin casiabsoluta detodo el

hidrgeno en

helio.Otras reacciones

de fusin:

Fases deexpansin ycontraccin.

NEBULOSA PLANETARIA


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ESTRELLAS GIGANTES


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CARBONO YOXIGENO


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HIERRO

SILICIO OAZUFRE

OXIGENO YMAGNESIO

NEON YMAGNESIO

OXIGENO

HIDROGENO


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Evolucin estelar

OBJETOS COMPACTOS: NO HAY FUSION


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ENANA BLANCA: sostenida por la presion del gas degenerado de

electrones. Enrojecimiento gravitacional.

ENANA NEGRA: no emite nada.

Limite Chandrasekhar

ESTRELLA DE NEUTRONES: proceso URCA

(Z,A)+e = (Z-1,A) + neutrinoSostenida por presion de gas degenerado de neutrones

Limite Openheimer-Volkov

AGUJERO NEGRO: Vescape > c (Gamma Ray Burst)

Radio de Schwarzchild

VARIABLES


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VARIABLES

Pulsantes (G, SG): Mira, Cefeidas, Lyra Eruptivas (binarias proximas): flares, TTauri,

novas, supernovas

Eclipsantes Rotantes: manchas, fuertes campos

magneticos

El espectro electromagntico en la vida diaria


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El espectro electromagntico en la vida diaria


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OPTICO INFRARROJO


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Wilhelm Rntgen (1845-1923)Wilhelm Rntgen (1845-1923)


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Rntgen descubre en 1895 los rayos X

En 1949, Friedmann y sus colaboradoresdetectan rayos X del Sol, pero L(rayos X)

es de slo una millonsima de L(total).


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Debido a que los distintos tipos de fotones o de partculas tienen distinta

penetrabilidad, es posible blindar el receptor para que solo detecte de un tipo.


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