AS 42A: Astrofísica de GalaxiasClase #1

AS 42A: Astrofísica de GalaxiasClase #1

Profesor: José Maza Sancho

5 Marzo 2007

Profesor: José Maza Sancho

5 Marzo 2007

Profesores del curso: Dr. Mario Hamuy Wackenhut: Introducción

a la Cosmología Dr. José Maza Sancho: Introducción a

astrofísica de galaxias. Ayudante: ???

Profesores del curso: Dr. Mario Hamuy Wackenhut: Introducción

a la Cosmología Dr. José Maza Sancho: Introducción a

astrofísica de galaxias. Ayudante: ???

BibliografíaBibliografía “An Introduction to Galaxies and Cosmology”

Mark Jones & Robert Lambourne, Cambridge University Press, 2004.

“Galaxies in the universe” Linda Sparke & J. Gallagher, Cambridge University Press, 2000.

“Galaxies: Structure and Evolution” R. Tayler, Cambridge University Press, 1996.

“Galaxies and Galactic Structure” Debra Elmegreen, Prentice Hall, 1998.

“Astrophysics II: Interstellar matter & Galaxies” Richard Bowers & Terry Deeming, Jones & Bartlett Publishers, 1984.

“An Introduction to Galaxies and Cosmology” Mark Jones & Robert Lambourne, Cambridge University Press, 2004.

“Galaxies in the universe” Linda Sparke & J. Gallagher, Cambridge University Press, 2000.

“Galaxies: Structure and Evolution” R. Tayler, Cambridge University Press, 1996.

“Galaxies and Galactic Structure” Debra Elmegreen, Prentice Hall, 1998.

“Astrophysics II: Interstellar matter & Galaxies” Richard Bowers & Terry Deeming, Jones & Bartlett Publishers, 1984.

Introducción:Introducción:

Las galaxias son grandes conglomerados de estrellas que contienen desde 106 hasta 1012 estrellas.

El Universo está lleno de miles de millones de galaxias que se agrupan en cúmulos que contienen desde unas pocas docenas hasta varios miles de galaxias.

Las galaxias son grandes conglomerados de estrellas que contienen desde 106 hasta 1012 estrellas.

El Universo está lleno de miles de millones de galaxias que se agrupan en cúmulos que contienen desde unas pocas docenas hasta varios miles de galaxias.

Se define la LUMINOSIDAD de una estrella como la cantidad de energía que emite por unidad de tiempo.

A una distancia “d” de una estrella se define el flujo como la cantidad de energía recibida por cm2 por segundo.

Se define la LUMINOSIDAD de una estrella como la cantidad de energía que emite por unidad de tiempo.

A una distancia “d” de una estrella se define el flujo como la cantidad de energía recibida por cm2 por segundo.

€

F =L

4πd2

El flujo que recibimos del Sol se llama la constante solar y corresponde a 2 calorías por cm2 por minuto.

Unidad astronómica de distancia: 149.600.000 kilómetros Luminosidad solar:

El flujo que recibimos del Sol se llama la constante solar y corresponde a 2 calorías por cm2 por minuto.

Unidad astronómica de distancia: 149.600.000 kilómetros Luminosidad solar:

€

Lo = 3,8 ×1033 ergs

seg

Luminosidades estelaresLuminosidades estelares

Las luminosidades de las estrellas están comprendidas en un amplio rango:

Las luminosidades de las estrellas están comprendidas en un amplio rango:

€

10−4 ≤L

Lo≤106

Masas estelaresMasas estelares

Masa solar: Mo = 2x1033 gramos

Mo = 333.000 masas terrestres (M)

M = 5,98x1027 gr. Masas estelares:

Masa solar: Mo = 2x1033 gramos

Mo = 333.000 masas terrestres (M)

M = 5,98x1027 gr. Masas estelares:

€

0,08 ≤M

Mo

≤100

Radios estelaresRadios estelares

Ro = 696.000 km Radios estelares:

Ro = 696.000 km Radios estelares:

€

0,01≤R

Ro<1.000

Radio angular del Sol = 961 Diámetros angular del Sol = 1.992 Distancia a la estrella más cercana =

270.000 U.A. Diámetro angular del sol a 270.000 U.A.

1.992/270.000 = 0,007 ES MUY DIFICIL MEDIR DIAMETROS

ESTELARES.

Radio angular del Sol = 961 Diámetros angular del Sol = 1.992 Distancia a la estrella más cercana =

270.000 U.A. Diámetro angular del sol a 270.000 U.A.

1.992/270.000 = 0,007 ES MUY DIFICIL MEDIR DIAMETROS

ESTELARES.

TEMPERATURAS DE FOTÓSFERAS ESTELARES

TEMPERATURAS DE FOTÓSFERAS ESTELARES

Temperatura fotosférica del Sol: 5.800 K Temperatura fotosférica del Sol: 5.800 K

€

2.500K ≤ T <100.000K

LuminosidadLuminosidad

SB = constante de Stefan-Blotzman

SB = 5,67 x 10-8 W m-2 K-4

= 5,67 x 10-5 erg cm-2 K-4

SB = constante de Stefan-Blotzman

SB = 5,67 x 10-8 W m-2 K-4

= 5,67 x 10-5 erg cm-2 K-4€

L = 4πR2σ SBT4

Temperatura efectivaTemperatura efectiva

Se define la temperatura efectiva de una estrella como la temperatura que debe tener un cuerpo negro que emita, por unidad de superficie, lo mismo que la estrella.

Se define la temperatura efectiva de una estrella como la temperatura que debe tener un cuerpo negro que emita, por unidad de superficie, lo mismo que la estrella.

€

Teff =L

4πR2σ SB4

FLUJOFLUJO

Para un cuerpo negro: Para un cuerpo negro:€

F = Fν (ν )dν = Fλ (λ )dλ0

∞

∫0

∞

∫

€

F =σ SBT4

Ley de WienLey de Wien

1 Å = 1 Angstrom = 10-8 cm = 10-10 m Para el Sol T 5.800 K max = 2,9/5.800 = 5x10-4 mm = 5.000 Å

1 Š= 1 Angstrom = 10-8 cm = 10-10 m Para el Sol T 5.800 K max = 2,9/5.800 = 5x10-4 mm = 5.000 ŀ

max ⋅T = 2,9 mm ⋅K[ ]

Espectros estelaresEspectros estelares

Hacia fines del siglo XIX, en el Observatorio de Harvard, se desarrolló un sistema de clasificación de espectros estelares.

Se clasificaron las estrellas de acuerdo con la intensidad de las líneas de Balmer.

Luego tuvieron que re-ordenar la secuencia para hacerla compatible con una secuencia de temperaturas.

O, B, A, F, G, K, M

Hacia fines del siglo XIX, en el Observatorio de Harvard, se desarrolló un sistema de clasificación de espectros estelares.

Se clasificaron las estrellas de acuerdo con la intensidad de las líneas de Balmer.

Luego tuvieron que re-ordenar la secuencia para hacerla compatible con una secuencia de temperaturas.

O, B, A, F, G, K, M

Casi 400.000 estrellas fueron clasificadas en el catálogo Henry Draper (HD).

Cada tipo espectral se sub-divide en diez pares, de 0 a 9 (ejemplo: el Sol es G2).

O, B, A: estrellas tempranas G, K, M estrellas tardías

Casi 400.000 estrellas fueron clasificadas en el catálogo Henry Draper (HD).

Cada tipo espectral se sub-divide en diez pares, de 0 a 9 (ejemplo: el Sol es G2).

O, B, A: estrellas tempranas G, K, M estrellas tardías

Estrellas O: T > 30.000 K líneas de HeII y CIII Estrellas B: 11.000 < T < 30.00 líneas de HeI Estrellas A: 7.500 < T < 11.000 serie de Balmer alcanza su máxima

intensidad Estrellas F: 6.000 < T < 7.500 Balmer en declinación, metales ionizados

Estrellas O: T > 30.000 K líneas de HeII y CIII Estrellas B: 11.000 < T < 30.00 líneas de HeI Estrellas A: 7.500 < T < 11.000 serie de Balmer alcanza su máxima

intensidad Estrellas F: 6.000 < T < 7.500 Balmer en declinación, metales ionizados

Estrellas G: 5.200 < T < 6.000 metales ionizados metales neutros líneas H & K del CaII muy prominentes banda G del CH en 4300 Å Estrellas K: 3.800 < T < 5.200 líneas de metales neutros TiO Estrellas M: 2.500 < T < 3.800 bandas moleculares TiO (óxido de Titanio) y VO (óxido de Vanadio)

Estrellas G: 5.200 < T < 6.000 metales ionizados metales neutros líneas H & K del CaII muy prominentes banda G del CH en 4300 Å Estrellas K: 3.800 < T < 5.200 líneas de metales neutros TiO Estrellas M: 2.500 < T < 3.800 bandas moleculares TiO (óxido de Titanio) y VO (óxido de Vanadio)

El espectro de una galaxia es una mezcla de diferentes clases de estrellas.

En el azul el espectro está dominado por las estrellas A, F y G.

En el rojo por las K y las M. Las estrellas O y B son muy poco abundantes

para dominar el especto de una galaxia. Los espectros estelares contienen información

acerca de la temperatura fotosférica, de la composición química y también acerca de la gravedad superficial.

El espectro de una galaxia es una mezcla de diferentes clases de estrellas.

En el azul el espectro está dominado por las estrellas A, F y G.

En el rojo por las K y las M. Las estrellas O y B son muy poco abundantes

para dominar el especto de una galaxia. Los espectros estelares contienen información

acerca de la temperatura fotosférica, de la composición química y también acerca de la gravedad superficial.

Mayor gravedad superficial implicará mayor densidad electrónica y por efecto Stark, un ensanchamiento de las líneas.

Hay estrellas gigante y enanas. Las enanas tienen alta gravedad

superficial y líneas anchas. Las gigantes tienen baja gravedad

superficial y líneas angostas.

Mayor gravedad superficial implicará mayor densidad electrónica y por efecto Stark, un ensanchamiento de las líneas.

Hay estrellas gigante y enanas. Las enanas tienen alta gravedad

superficial y líneas anchas. Las gigantes tienen baja gravedad

superficial y líneas angostas.

Donde: 5 para M Mo

3,9 para Mo M 10 Mo

y para 10 Mo M

Donde: 5 para M Mo

3,9 para Mo M 10 Mo

y para 10 Mo M

€

L

Lo≈M

Mo

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟

α

€

L = 50LoM

Mo

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟

2,2

Enanas BlancasEnanas Blancas

R ~ 0,01 Ro ~ R En un sentido estricto las enanas blancas

son remanentes estelares no estrellas, pues no generan energía

EB ~ 106 o

o ~ 1,4 gr cm-3

EB ~ 106 gr cm-3

R ~ 0,01 Ro ~ R En un sentido estricto las enanas blancas

son remanentes estelares no estrellas, pues no generan energía

EB ~ 106 o

o ~ 1,4 gr cm-3

EB ~ 106 gr cm-3

Tiempo en la secuencia principal:

Como L ~ M3,5

~ M-2,5

Tiempo en la secuencia principal:

Como L ~ M3,5

~ M-2,5

€

∝ ML