1 / 41

I. Magnituds observables dels estels. Diagrama HR

I. Magnituds observables dels estels. Diagrama HR. 1. Introducció 2. Formació estel·lar * Temps hidrodinàmic, criteri de Jeans, funció inicial de masses 3. Radiació de cos negre * Equació de Planck, correcció bolomètrica, índex de color 4. Ratlles espectrals

quiana
Download Presentation

I. Magnituds observables dels estels. Diagrama HR

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. I. Magnituds observables dels estels.Diagrama HR 1. Introducció 2. Formació estel·lar * Temps hidrodinàmic, criteri de Jeans, funció inicial de masses 3. Radiació de cos negre * Equació de Planck, correcció bolomètrica, índex de color 4. Ratlles espectrals * Espectres d’emissiói absorció, espectre de l’hidrogen 5. Classificació espectral 6. Diagrama HR

  2. És el cel inmutable? El cel a la matinada

  3. El firmament medieval Ptolomeu Aristòtil

  4. SN1572 Cassiopeia Tycho Brahe Uraniborg

  5. Novae

  6. GALILEU GALILEU Satèl·lits galileans

  7. Hevelius telescopes 60 ft 140 ft Reflector Newton Hubble Mnt Wilson

  8. El Sol està fet dels mateixos materials que la Terra • Hidrogen, heli i metalls La superfície del Sol te una temperatura de 5780 K El Sol i les estrelles són esferes de gas incandescent! Les estrelles han de tenir una vida finita: Han de néixer i han de morir Les evidències sobre la mort de les estrelles són força clares. Les del naixement no tant

  9. Noves extragalàctiques  Supernoves  1051 erg  Tota l’estrellea està implicada a l’explosió Evidències de la mort de les estrelles

  10. Supernovae

  11. Nebulosa del CrancSN1054Pulsar del Cranc Rsn 10 km M  1,4 Mo  E 1053 erg

  12. SNII SNIa SN1987A

  13. Nebuloses planetàries NGC2440

  14. Nebuloses planetàries

  15. Sirius A i B Nanes blanques a M4 HST-NASA

  16. Formació d’estrelles L’espai interestel·lar és ple de gasos i pols

  17. Via Làctia

  18. Nebulosa d’Orió

  19. En els núvols interestel·lars hi • conviuen dues forces: • Gravitatòries: concentren la matèria • Gradent de pressió: dispersen la • matèria Quan la gravitació guanya es forma una estrella!

  20. Formació de les estrelles La rotació indueix la formació d’un disc i l’expulsió de matèria al llarg de l’eix de rotació en forma de raigs

  21. Discs estel·lars

  22. Caiguda lliure: R0 M P:: Esfera autogravitant de massa M i radi inicial R0 sense cap força que contrarresti la gravetat Calcular el temps que tarda el radi en reduir-se a zero. Col·lapse a volum zero Temps característic de caiguda lliure: Temps característic hidrodinàmic: Qualsevol pertorbació mecànica es propaga amb la velocitat del só. El temps que tarda B en assebentar-se dels canvis a A és el temps característic hidrodinàmics l B A En equilibri hidrostàtic:

  23. Condicions de col·lapse gravitatori: criteri de Jeans El núvol col·lpsarà quan l’energia gravitatòria domini sobre la tèrmica (f té en compte la geometria. Per a una esfera homogènia, f = 3/5) És convenient expressar-ho en funció de la densitat: R M (T,N,m) La condició de col·lapse serà: MJ és la massa de Jeans

  24. * Per a una densitat fixada, primer condensen els núvols grans. Funció inicial de massa: IMF # La distribució espectral de masses és el nombre d’estrelles, per unitat de massa, que tenen una massa entre m i m+dm * Es formen inhomogeneitats i quan arriben a una densitat crítica col:lapsen independentment # La condició de normalització és: # Una aproximació útil és: On x=1.35 (Salpeter) i amb un tall a masses baixes per evitar la singularitat al normalitzar. # Tots els indicis apunten a que es tracta d’una funció universal: no canvia a l’espai ni en el temps NO SE SAP PERQUÈ. ALTAMENT POLÈMIC

  25. Cúmuls galàctics o oberts Pleiades /M45 (Taurus) Els cúmuls es disgreguen a causa dels efectes de marea de la Galàxia i les estrelles passen a formar part del camp galàctic Hyades (Taurus) Praesepe/M44 (Cancer)

  26. Cúmuls globulars M2 (Aquarius) Estan formats per millions d’estrelles i gràcies al seu camp gravitatori han pogut conservar la indivividualitat. Són els objectes més vells de la Galàxia M22 (Sagittarius) M4 (Scorpius)

  27. Omega Centauri

  28. Espectre electromagnètic Detecció de neutrins SN1987A neutrinos Sudbury Super Kamiokande

  29. Ones gravitacionals

  30. Radiació de cos negre

  31. La temperatura determina el color de l’estrella Magnitud bolomètrica Les constants Ci s’annulen per a les estrelles A0 (Vega o  Lyrae) La manitud a la banda i L’índex de color és tant més petit com més calenta és l’estrella. B-V disminueix quan més blava és l’estrella Correcció bolomètrica: BC=Mbol -MV Índex de color: Mi - Mj = mi - mj i < j

  32. Les ratlles espectrals Les ratlles espectrals donen informació sobre l’estat termodinàmic i la composició química del gas

  33. Àtom d’hidrogen

  34. Tipus espectrals La classificació de Harvard (Annie Jump Cannmon) es basa en la intensitat de les línies, especialment H. Catàleg Henry Draper 225000 estrelles (HD): A,B,... Nomenclatura dels ions: H0 = HI, H+ = HII He0 = HeI, He+ = HeII, He++ = HeIII

  35. Equació de Saha C OBAFGKM S Cada tipus espectral es subdivideix en deu tipus 0…9 i s’admeten decimals 0.5

  36. Classificació espectral (I) O: Estrelles blaves. Espectre amb ratlles d’àtoms ionitzats:HeII, CIII, NIII, OIII, Si V, HeI visible i HI molt feble. Te: 20000-35000 K B: Estrelles blanc-blavoses. HeII desapareix, HeI intens, HI present, ratlles K del CaII. Te: 15000 K A: Blanques. HI molt intensa, H-K del CaII molt intenses, HeI no es veu, Ratlles d’àtoms neutres. Te: 9000 K F: Grogues-blanques. HI s’afebleix, H-K del CaII més intenses, ratlles de metalls neutres o ionitzats FeI, FeII, CrII Te: 7000 K G: Grogues (Sol). HI més feble, H-K del CaII molt fortes, ratlles metàl·liques molt intenses banda G visible, ratlles moleculars intenses. Te: 5500 Banda G deguda al CH

  37. Classificació espectral (II) K: Taronja-vermell. Ratlles metàl·liques dominants, HI insignificant CaI 4227 visible, ratlles H i K molt intenses, banda G també. Bandes de TiO Te: 4000 K M: Vermell. Bandes de TiO molt fortes, CaI molt intens. Moltes ratlles de metalls neutres Te: 3000 K C: Abans es deien R i N . Actualment es coneixent com a estrelles de carboni C/O > 1. Bandes moleculars molt intenses aspecte similar a M i K. S: Bandes de ZrO, YO, LaO, TiO C/O < ! Espectres peculiars: Wolf-Rayet: molt calentes Be: ratlles d’emissió Ap: peculiars. Molts metalls ...

  38. Classificació de Yerkes * La classificació de Harvard només té en compte la temperatura. * Moltes estrelles amb la mateixa temperatura tenen lluminositat molt diferent * Cal un sistema biparamètric de calificació Classes de lluminositat: Ia, supergegants més lluminoses Ib, supergegants menys lluminoses II, gegants lluminoses III, gegants normals IV, subgegants V, nanes (seqüència principal)

  39. Propietats a la sequència principal 120 MSol 15 RSol T = 50 000 C 1 MSol 1 RSol T = 6 000 C 12 MSol 8 RSol T = 30 000 C 0.7 MSol 0.7 RSol T = 5000 C 2.5 MSol 2.5 RSol T = 9500 C 0.5 MSol 0.6 RSol T = 3500 C 1.5 MSol 1.5 RSol T = 7000 C M < 0.08 MSol límit subestelar Nanes marrons

More Related