clase_5 astronomia

7/26/2019 clase_5 astronomia

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Elise Servajean

CLASE 5



FUSIÓN NUCLEAR EN EL SOL

Fisión Fusión



Plasma15,000,000 K

Alta velocidad

e-

H, He




Baja velocidad

Repulsión electromagnetica

Fuerza fuerte

Alta velocidad




Ley de los gases ideales: P=nkT

Constante de Boltzmann k=1.38!10-23J/K

Ejemplo:Densidad del núcleo del Sol: 1026 partículas/cm3, T=1.5!107KAtmosfera terrestre al nivel del mar: 2.4!1019part./cm3, T=300K




Cadena proton-proton 41

H

1 4He + energía

Masa4

He 0.7% que la masa de 4!

1

HE=m!c2

600 millones de toneladas H

596 millones de toneladas He

Por segundo





Termostato sola, elequilibriogravitacional regulala temperatura delnúcleo del Sol.

La energía que saledel núcleo es igual ala energía generadapor la fusión.



Como sabemos lo que ocurre en el Sol?

Modelos matemáticos

Vibración solar

Neutrinos del Sol




ACTIVIDAD SOLAR

Manchas solares



RJ=70000km

ACTIVIDAD SOLAR

Manchas solares



ASTRONOMIA-U.ANDES-E.SERVAJEAN-4/10/2013



Tormentas solares

ACTIVIDAD SOLAR



Ciclo de manchas solaresACTIVIDAD SOLAR



P~11 years

ACTIVIDAD SOLAR Ciclo de manchas solares



Las partículas cargadas tiendena empujar las líneas de campo

al rotar con el Sol.

El Sol rota mas rápido en elecuador así que las líneasse tuercen en el ecuador.

Cuando las líneas setuercen mucho se forman

manchas solares.

ACTIVIDAD SOLAR



SOL-TIERRA



• Las estrellas se pueden clasificar por su temperatura superficial determinada por

la ley de Wien, pero esto presenta ciertas dificultades para estrellas lejanas. Lascaracteristicas espectrales nos permiten clasificar las estrellas entregandonosinformacion de la temperatura de diferente manera, las lineas particulares deabsorcion pueden ser unicamente observadas para ciertas temperaturas ya quesolo en ese rango los niveles atomicos necesarios estan poblados.

TIPOS ESPECTRALES



Oh

Be

A

Fine

Girl

Kiss

Me


TIPOS ESPECTRALES



• Una clasificacion espectral mas fina ha sido posible dividiendo cada tipo espectralen 10 subtipos que van de 0 a 9.

• Las estrellas mas calientes tipo G son clasificadas como G0 mientras que las masfrias son clasificadas como G9.

TIPOS ESPECTRALES



Continuum

O5V

B1V

A1V

F3V

G2V

K0V

M0V

Para ver como funciona esta clasificacion espectral, estudiaremos la secuencia de espectrosque se muestran a continuacion. Se muestran espectros para diferentes estrellas. En realidadlos espectros fotograficos no muestran color ya que las placas fotograficas eranmonocromaticas pero el color esta agregado para diferenciar longitudes de onda.



Otra forma de comparar espectros estelares esestudiando los graficos de intensidades. Lasecuencia de la derecha es para estrellas desecuencia principal. Muestra el espectro de unapequena region de la longitud de onda visible

390 - 450 nm.



CLASES DE LUMINOSIDAD• Problema de hacer clasificacion espectral:

Dos espectros podrian tener las mismas lineas presentes

Indicando que ambas tienen la misma temperatura !!!

PERO

Puede variar mucho en luminosidad

Por ello, hay una segunda clasificacion de clases de luminosidad que fue agregadoal concepto inicial de clases espectrales.



Symbol Class of Star Example

0 Supergigantes extremadamente luminosas

Ia Supergigantes luminosas Betelgeuse

Ib Supergigantes menos luminosas Antares

II Giantes brillantes Canopus

III Gigantes normales Aldebaran

IV Subgigantes Procyon

V Secuencia principal Sol

sd Subenanas Kapteyn's Star (HD 33793)wd or D Enanas blancas Sirius B


CLASES DE LUMINOSIDAD



DIAGRAMAHR




RELACIONES ENTRE R,M,L,F Y T

F = L

4! R

2

F =" T 4

" = 5,67 !10"8

W m2

K 4




EJERCICIO

Suponga que hay dos estrellas con la misma luminosidad L. Una estrella tiene6000K y la otra 3000K, cual de las dos estrellas es mas grande?

===> La estrella mas caliente es ! del tamano de la mas fria!!!

L = superficie.area !F = 4! R2

!F = 4! R2

!" !T 4

4! R1

2" (6000)

4= 4! R

2

2" (3000)

4

R2

1(6000)

4= R

2

2(3000)

4

R1

R2

=3000

6000

!"# $

%&

2

=1

4




MAGNITUDES

magnitud _ aparente=

m= !

2.5log(F )+

C magnitud _ absoluta = M = !2.5log(F 10 pc. )+C

m = M ! 5+ 5log(d )


magnitud es la medida del brillo de una estrella



EJERCICIO

m1!2 = !2.5log(F 1 +F 2 )

m1 = !2.5log(F 1),m2 = !2.5log(F 2 )

" F 1 =10m1/!2.5,F 2 =10m2 /!2.5

" m1!2 = !2.5log(10m1/!2.5

+10m2 /!2.5)

" m1!2 = !2.5log(0.01+ 0.001) = !2.5 #!2 = 5

Calcular la magnitud conjunta del sistema 47 Tauri, cuyas dos componentes sonde m1 = 4,9 y m2 = 7,4

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