Las estrellas y sus Propiedades Lonnie Pacheco

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Cómo medir las propiedades de las estrellas

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Las estrellas y sus Propiedades Lonnie Pacheco

  1. 1. Cómo se miden Las propiedades de una estrella
  2. 2. … o Cómo sacarle sopa a un SOSPECHOSO RENUENTE Soy un ratón ¡Les juro que soy un ratón!
  3. 3. Esta conferencia llega a Usted gracias a www.astronomos.org
  4. 4. La astronomía es una de las ciencias más creativas que existen. Los astrónomos deben imaginar escenarios que acontecen a miles de millones de kilómetros de distancia y encontrar evidencia de que tales condiciones efectivamente se presentan en la vida real.
  5. 5. Los astrónomos tienen una de las tareas más difíciles de la ciencia: obtener esta información de un $%&#& puntito de luz.
  6. 6. Existen varias estrategias para extraer información de las estrellas y aprender así las características de cada una: Aquello que hace que una estrella sea diferente de otra.
  7. 7. Todo lo que sabemos de una estrella lo podemos deducir en base a cuatro técnicas de registro: Astrometría Fotometría Espectroscopía Cronometría
  8. 8. Astrometría .- Determina la posición exacta de un astro Coordenadas precisas, separación angular, posición de ángulo, etc.
  9. 9. Fotometría .- La cantidad de radiación que produce un astro en distintas longitudes de onda
  10. 10. Desde la antigüedad las estrellas recibieron nombres propios inspirados a su aspecto o color. Antares John Chumack Regulus Algol Mira
  11. 11. Espectroscopía .- Estudia la distribución del espectro de una estrella y la posición de sus líneas de absorción y emisión.
  12. 12. La espectroscopía descompone la luz de un astro para ser analizada
  13. 13. En 1665 Newton descubrió que la luz se podía descomponer ¡Yo no fui!
  14. 14. Newton demostró que un prisma podía descomponer un rayo de luz solar blanca en diferentes colores
  15. 15. Los colores que el prisma separaba eran los mismos que se observan en el Arcoiris y aparecían en el mismo orden
  16. 16. La banda multicolor que resulta de la descomposición de la luz recibió el nombre de “espectro” Un espectro sin interrupciones se llama Espectro Continuo
  17. 17. En 1800 William Herschel realizó un experimento: pintó de negro un termómetro y lo expuso a los rayos de Sol. La temperatura ascendió rápidamente
  18. 18. ¿Pero...qué pasará si el termómetro recibe sólo una parte del espectro solar?
  19. 19. Herschel tomó la temperatura de cada región del espectro, colocando un termómetro en cada color y observando la reacción del mismo Cuando un termómetro fue situado fuera del espectro, a un lado del rojo... ¡Su temperatura se incrementó! CONCLUSIÓN: L os termómetros también se descomponen
  20. 20. Herschel descubrió que el Sol también emitía luz no visible . Por su aparición al lado del rojo, se le llamó luz infrarroja
  21. 21. En 1801 Johann Wilhelm Ritter descubrió otra forma de luz no visible, más allá del violeta. Hoy la llamamos radiación UltraVioleta (UV) Johann Wilhelm Ritter El Espectro visible e invisible constituye el Espectro Electromagnético
  22. 22. En 1802 William Wollaston observó que el espectro de la luz solar no era continuo, pues era interrumpido por una serie de líneas oscuras William Wollaston
  23. 23. En 1814, Joseph Fraunhofer hizo un estudio similar e identificó una gran cantidad de líneas oscuras en el espectro del Sol Joseph von Fraunhofer
  24. 24. Fraunhofer observó que las líneas no aparecían al azar. Su ubicación en el espectro era específica y registró la posición de más de 300 de ellas Joseph von Fraunhofer
  25. 25. En 1861 William Huggins demostró que podía reproducir estas líneas sobre una fuente de luz utilizando elementos conocidos
  26. 26. Los distintos elementos absorbían determinados colores del espectro. Así, se les llamó “líneas de absorción” Magnesio Sodio Oxígeno
  27. 27. Para sorpresa de muchos, las líneas de absorción demostraban que el Sol estaba hecho de materia común y corriente
  28. 28. Cuando llegó el turno a las estrellas, sus espectros también presentaron líneas de absorción, pero en patrones muy variados SIRIUS BETELGEUSE
  29. 29. Cronometría.- El momento en que ocurren cambios y medición de períodos.
  30. 30. ¿Qué características nos describen la situación de una estrella?
  31. 31. 1.- Posición 2.- Magnitud aparente 3.- Color 4.- Velocidad tangencial 5.- Velocidad radial 6.- Velocidad respecto al centro de la Galaxia. 7.- Distancia 8.- Temperatura superficial 9.- Luminosidad 10.- Variabilidad 11.- Simetría 12.- Composición química 13.- Abundancia 14.- Entorno inmediato. 15.- Estado civil 16.- Período de traslación 17.- Rotación 18.- Masa 19.- Magnetismo 20.-Tamaño 21.- Tipo Espectral 22.- Edad 23.- Presión / Densidad / Gravedad Superficial 24.- Microturbulencias 25.- Actividad superficial
  32. 32. 1.- Posición: establecer con precisión sus coordenadas en Ascensión Recta y Declinación (astrometría) Tomar en cuenta la precesión hace que se tengan que actualizar las coordenadas cada 50 años.
  33. 34. 2.- Magnitud aparente
  34. 35. Hiparco fue el primero en clasificar las estrellas según su brillo (190 a.C.)
  35. 36. Su idea fue diferenciar a las estrellas según su brillo, y las ordenó por “magnitud”, empezando por las 20 más brillantes Till Credner y Sven Kohle
  36. 37. Hiparco estableció 6 órdenes de magnitud magnitud 1 = + brillante, magnitud 6 = - brillante Magnitud 1 Magnitud 2 Magnitud 3 Magnitud 4 Magnitud 5 Magnitud 6 Till Credner y Sven Kohle
  37. 38. Cuando en 1609 Galileo apuntó su telescopio hacia las estrellas, aparecieron astros de magnitud menor (7, 8, 9, etc)
  38. 39. 3.- Color Por métodos visuales Por filtros A causa de temperatura (ver punto 8) A causa de extinción por polvo interestelar
  39. 40. El índice de color le dice al astrofísico cuáles estrellas son más calientes y cuáles, más “frías” En el filtro azul, la estrella más caliente se verá más brillante En el filtro rojo, la estrella más fría se verá más brillante
  40. 41. 4.- Velocidad tangencial (Movimiento propio) Simple cambio de coordenadas respecto a un tiempo conocido. Movimiento propio
  41. 42. El movimiento propio depende de 3 cosas: de la distancia al Sol, de la dirección de movimiento, y de la velocidad verdadera de la estrella
  42. 44. En el caso de las estrellas más cercanas, no nos debemos confundir: La estrella de Barnard se menea una vez por año. Sin embargo este movimiento es en realidad el paralaje de la Tierra
  43. 45. 5.- Velocidad radial (Movimiento propio en la línea de visión) Efecto Doppler
  44. 47. 6.- Velocidad respecto al centro de la Galaxia.
  45. 48. Al observar el movimiento del Sol con respecto a otras estrellas, sabemos que nuestro sistema se mueve alrededor de la Galaxia a 220 Km/s
  46. 49. 7.- Distancia Por paralaje, por paralaje espectroscópico, por efecto Doppler Por ley de cuadrado inverso (supernovas, nebulosas planetarias)
  47. 50. p B d d.- distancia a encontrar B.- Línea base p.- ángulo en segundos de arco
  48. 51. p d B Distancia (parsecs) = 1 U.A. / p”
  49. 52. El paralaje trigonométrico ha sido esencial para conocer el vecindario estelar
  50. 53. 8.- Temperatura superficial Observando la longitud de onda emitida más importante. Determinando grado de ionización de átomos y moléculas en la atmósfera de la estrella.
  51. 54. 9.- Luminosidad Por paralaje, por espectroscopía
  52. 55. 10.- Variabilidad Por fotometría y cronometría
  53. 57. 11.- Simetría
  54. 59. 12.- Composición química (atmósfera estelar) Tomando lectura de líneas de absorción. (Espectroscopía) Magnesio Sodio Oxígeno
  55. 60. La fuerza de cada patrón de líneas está relacionado a una temperatura determinada
  56. 61. 13.- Abundancia La proporción de los diferentes átomos y moléculas presentes en una estrella.
  57. 62. 14.- Entorno inmediato. Tomando lectura de líneas de emisión. (Espectroscopía) Presencia de polvo por polarización
  58. 67. 15.- Estado civil (si vive sola o en pareja, o –¡ Santo Cielo !- en un ménage à trois) Por astrometría, por ocultación, por espectroscopía.
  59. 69. Sistema binario + Estrella masiva Estrella menor FOCO FOCO Centro de masa Órbita de estrella masiva Órbita de estrella menor
  60. 70. Movimiento propio de Sirius A y B Movimiento orbital con respecto al centro de masa Movimiento aparente con respecto a las estrellas de fondo A = Sirius A B = Sirius B C = Centro de masa
  61. 71. ¿Qué significa si el patrón de varias estrellas es el mismo pero no está en el mismo lugar? ¿Qué significa si el espectro de una misma estrella no se queda en su lugar?
  62. 72. ¿Qué sucede cuando el espectro de una estrella no es congruente? espectro de una estrella caliente espectro de una estrella fría espectro de una estrella ¿con doble personalidad?
  63. 73. En una binaria espectroscópica, las líneas de absorción se separan cada vez que su velocidad radial se pone en evidencia
  64. 74. Técnicas recientes diseñadas para incrementar la resolución de los sistemas ópticos han demostrado que las binarias espectroscópicas sí son sistemas binarios Mizar A
  65. 76. Interpretación de curva de luz en estrella variable ¿Período? ¡Muy regular! ¿Hay cambio en las líneas espectrales? No ¿Hay cambios en la temperatura? No
  66. 77. Se trata de un sistema binario eclipsante
  67. 78. 16.- Período de traslación (Posición, astrometría)
  68. 79. 17.- Rotación
  69. 81. Las estrellas que rotan más veloces son las estrellas de neutrones
  70. 82. 18.- Masa En Sistemas binarios En sistemas planetarios
  71. 83. M > M
  72. 84. M = M
  73. 85. M > M
  74. 86. Se ha observado que las estrellas más masivas son las que producen más luz. Así, si se conoce la luminosidad de un astro, se puede deducir su masa.
  75. 88. 19.- Magnetismo Por espectroscopía
  76. 91. 20.-Tamaño Por interferometría Por ocultación Por variabilidad (sistemas eclipsantes)
  77. 93. 21.- Tipo Espectral
  78. 94. En 1872 Henry Draper registró fotográficamente el primer espectro de una estrella –además del Sol: Vega Henry Draper
  79. 95. Además de Draper, Edward Pickering tenía un profundo interés en los espectros estelares y propuso una clasificación espectral ordenada alfabéticamente. (A-Q) Los resultados aparecieron publicados en 1890, pero luego reordenaron la secuencia.
  80. 96. El legado de Draper pasó a manos del Observatorio de Harvard, donde –al lado de Pickering- Annie Jump Cannon clasificó de 1918 a 1924 ¡más de 450,000 estrellas! Annie Jump Cannon Observatorio de Harvard
  81. 97. Los resultados se publicaron como el Catalogo Henry Draper, con el registro espectral de todas las estrellas hasta magnitud 9 Annie Jump Cannon Catalogo Henry Draper
  82. 98. Annie Jump Cannon simplificó la clasificación espectral de las estrellas en 7 tipos: O, B, A, F, G, K, M
  83. 99. Para recordar la secuencia se aplica la nemotecnia: Oh, Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me
  84. 100. Claro que cada persona puede armar su propia frase, como: O sama B inLaden A dora F ormar G ente K amikaze M usulman [autor: David Licona Quintanilla] Visite http://www.powerhouseanimation.com/wos.html
  85. 101. Además de su espectro, las estrellas mostraban una variedad de colores, desde el rojo hasta el azul ALDEBARAN CASTOR SIRIUS BETELGEUSE
  86. 102. En 1893, el físico alemán Wilhelm Wien descubrió que existía una relación entre la temperatura de un objeto caliente y su color A medida que la temperatura aumentaba, la longitud de onda más emitida disminuía
  87. 103. Para cuando Annie Jump Cannon había terminado la clasificación espectral, no había dudas: los colores de las estrellas estaban relacionadas con su temperatura Antares Regulus Así, una estrella roja es “fría” y una azul, caliente
  88. 104. Así, el orden que Annie Jump Cannon dio a la Clasificación Espectral depende de la temperatura 3,000° 30,000°
  89. 105. CALIENTE FRIO EXTRAORDINARIAMENTE FRIO EXTRAORINARIAMENTE CALIENTE
  90. 106. Este esquema se basa en la temperatura superficial de la estrella y no tiene relación directa con su masa, luminosidad, o composición Sin embargo, es una referencia para conocer el resto de la estrella
  91. 107. Radio 60°K RADIO LUZ BLANCA IR Messier 87/ Very Large Array UV RAYOS X GAMMA
  92. 108. IR 600°K RADIO LUZ BLANCA IR 2 Micron All Sky Survey UV RAYOS X GAMMA
  93. 109. Visible 6000°K RADIO LUZ BLANCA IR Jonathan Casselman UV RAYOS X GAMMA
  94. 110. UV 60,000°K RADIO LUZ BLANCA IR UV RAYOS X GAMMA Omega Centauri/ HST
  95. 111. Rayos X 6’000,000°K RADIO LUZ BLANCA IR UV RAYOS X GAMMA Nebulosa Planetaria NGC 6543/ CHANDRA
  96. 112. Con una temperatura de 36°C, el cuerpo humano emite radiación IR
  97. 113. En 1911, los astrofísicos Ejnar Herzsprung y Henry Norris Russell publicaron un estudio donde indicaban que existía una relación entre la temperatura y la luminosidad de las estrellas 3,000° 30,000° ESTRELLAS OSCURAS ESTRELLAS SUPER LUMINOSAS
  98. 114. DIAGRAMA H-R (Hertzsprung-Russell)
  99. 115. En el 90% de los casos estudiados, las estrellas se situaban a lo largo de una diagonal hoy llamada: Secuencia o Serie Principal
  100. 116. En el Diagrama HR, cualquier estrella tiene cabida, si se conoce su temperatura y su luminosidad
  101. 117. Las estrellas que están en la Serie Principal y que son de tipo espectral O tienen en común lo siguiente: Tipo Espectral O Son las estrellas más calientes de la Galaxia Son las más masivas (> a 20 M -masas solares-) Son las más brillantes ( a mayor calor, mayor luminosidad) Son estrellas gigantes Son las más azules (a mayor calor, la radiación emitida es de mayor energía) Son las que más pronto mueren ( a mayor calor, mayor consumo ) Son las más raras (escasean, sólo se les encuentra en los brazos espirales de la Galaxia)
  102. 118. Las estrellas que están en la Serie Principal y que son de tipo espectral M tienen en común lo siguiente: Tipo Espectral M Son las estrellas menos calientes de la Galaxia Son las menos masivas (-0.10 M) Son las menos brillantes (a menor calor, menor luminosidad) Son estrellas enanas Son las más rojas (a menor calor, la radiación emitida es de menor energía) Son las que más viven ( a menor calor, menor consumo ) Son las más abundantes ( ocupan el 70-80% de la población galáctica)
  103. 119. Tipo Masa Temp Radio Luminosidad O 60.0 50,000 15.0 1,400,000 B 18.0 28,000 7.0 20,000 A 3.2 10,000 2.5 80 F 1.7 7,400 1.3 6 G 1.1 6,000 1.1 1.2 K 0.8 4,900 0.9 0.4 M 0.3 3,000 0.4 0.04
  104. 120. 22.- Edad Según el diagrama Hertzsprung-Russell
  105. 121. 23.- Presión / Densidad / Gravedad Superficial
  106. 122. 24.- Microturbulencias
  107. 123. 25.- Actividad superficial Manchas, fulguraciones, etc.
  108. 125. Fulguración solar David Ryle
  109. 126. Los astrónomos han detectado estrellas cuya variabilidad se atribuye a la presencia de manchas estelares: la mayoría rota velozmente (algunas en menos de 1 día) y en consecuencia producen manchas enormes
  110. 127. GRACIAS [email_address] En el cuadro de notas de esta presentación aparecen acreditados los sitios electrónicos desde los cuales se descargaron algunas imágenes
  111. 128. Lectura recomendada y sitios consultados http://www.oglethorpe.edu/faculty/~m_rulison/Astronomy/Chap%2017/chapter_17_lecture_notes.htm http://www.astro.umd.edu/educationalresources/astro/sprop/sprop.html http://planck.phys.uwosh.edu/mike/exercises/lines/lines.html http://www.astronomynotes.com/starprop/chindex.htm http://physics.lakeheadu.ca/courses/Astro/2330/Propweb/props-tut.htm http://zebu.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec08.html http://astronomyonline.org/Science/StellarProperties.asp?Cate=Science&SubCate=MP01&SubCate2=MP040221 http://www.ucolick.org/~bolte/AY4_00/week4/star_tempC.html http://www.astro.utu.fi/~cflynn/Stars/l2.html http://www.astro.washington.edu/bochansk/astro101/stellarproperties.html http://wind.cc.whecn.edu/~marquard/astronomy/parameters.htm http://www.astrocosmo.cl/b_p-tiempo/b_p-tiempo-03.05.htm http://www.edsombra.com/edsombra/Exo/exo-ambientacion.asp?articulo=2 http://ircamera.as.arizona.edu/astr_250/Lectures/Lec13_sml.htm
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