AST 0111

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¿Por qué brilla el Sol?

Cuál es la fuente de energía del Sol? • Alternativa 1: Quema química.

– Si el Sol estuviera hecho de bencina, duraría sólo miles de años en agotarla para producir su energía.

• Alternativa 2: Colapso gravitatorio – El Sol se contrae por gravedad, el interior se calienta generando radiación (cuerpo negro). – Lord Kelvin calculó que la energía gravitacional disponible duraría sólo por unos 107 años. – Sin embargo, sabemos que el Sol ha permanecido en equilibrio hidrostático por más de 109

años. • Alternativa 3: Fusión termonuclear

– ¿Qué pasa con material a 16000000 K y a 150 veces la densidad del agua? – Moléculas ni átomos normales sobreviven, sólo núcleos de H, He y e- libres. – Altas energías ⇒ fusión (dos partículas chocan y se funden en una)

FUSIÓN TERMONUCLEAR

Producción de energía en el Sol

Cadena protón-protón en el SolLa fusión mas común en el núcleo del Sol es la cadena protón-protón, que hace que 4 átomos de H se fusionen, produciendo un átomo de He y liberando energía en forma de fotones (luz) y neutrinos. Es una cadena de eventos, cuyo resultado esquemático se ve en la figura. Parte de la materia se convierte en energía, por la ecuación de Einstein

e=mc2

proton

proton

proton

proton

helio 4

positrones

foton

neutrinos

=

Ciclo CNOExisten otros tipos de fusiones que producen elementos más pesados que

el He. El ciclo CNO es muy importante a temperaturas mayores que la del centro

del Sol, e.g. en estrellas más masivas.

El resultado neto; 4 protones se fusionan para formar un átomo de Helio. Notar que 12C es regenerado al final.

Estructura Interna del Sol– ¿Por qué no vemos directamente la radiación producida en el centro, en

forma de rayos γ? Propagación de fotones hacia la superficie: • Un fotón emitido en el núcleo tiene vida media muy corta, es

inmediatamente absorbido y reemitido (profundidad óptica alta). • Además, a medida que el radio aumenta la energía se degrada, los

fotones reemitidos tienen menor energía. • En su camino, los fotones pierden energía al ionizar el gas. Parte de

la energía de un fotón emitido en el núcleo recién se escapa por la superficie entre 50.000 y un millón de años después (un neutrino tarda 2 seg).

• Si tuviéramos ojos sensibles a neutrinos veríamos el núcleo, porque éstos escapan del Sol sin interactuar.

• Conservación de energía: cada capa tiene la misma cantidad de energía. Pero la superficie de las capas aumenta a medida que nos movemos hacia fuera. Entonces, si consideramos que cada capa es un cuerpo negro, su superficie aumenta pero su temperatura disminuye.

Transporte de Energía• Conducción:

– Energía se transporta a través del material por interacciones entre átomos.

– Hay materiales mejores que otros para este tipo de transporte. – Ejemplo: propagación de calor por un metal.

• Convección: – Grandes masas de fluídos que circulan transportando energía. – Ejemplo: agua hirviendo en una tetera.

• Radiación: – Radiación electromagnética (fotones). – Ejemplo: Cuerpo Negro.

Turbulencia y ConvecciónTransporte de energía por convección: • La superficie del Sol es turbulenta, con burbujas de gas que suben y bajan, como si el

material fuera agua hirviendo, aunque a mucho mayor temperatura. • La granulación superficial muestra el material solar en ebullición constante

(convección). El gas caliente que sube produce gránulos brillantes.

FIA 0111- Astronomia Dante Minniti (P. U. Catolica)

La Atmósfera del Sol• La atmósfera es la capa más

externa, de solo unos 700 km de esperor. Está dividida en fotósfera, cromósfera, y luego siguen la transición y corona.

• La fotósfera es la capa más interior, de donde provienen los fotones. Es un cuerpo negro.

• La cromósfera es la superficie del Sol. Tiene una T=6.000 grados y un espesor de 100 km. La cromósfera emite su mayor cantidad de energía en el óptico, y es lo que se observa del Sol a simple vista.

• La región de transición es una zona relativamente pequeña fuera de la superficie solar donde la temperatura aumenta rápidamente.

Tem

pera

tura

(K)

1000000 –

100000 –

10000 –

5000 –

1000 –

Distancia sobre la fotosfera (km)0 5000 10000 15000 20000

crom

osfe

raRegion de transicion

Corona

La Fotósfera• La fotósfera tiene ≈ 1/1000Ro de

espesor. • Su densidad es ≈ 1/10000 la de la del

aire en nuestra atmósfera. • Superficie granular (convección)

– El tamaño de un gránulo es de unos 1000 km, y su centro está unos 100K más caliente que su borde (recordamos TBB=5800K).

• Oscurecimiento hacia el Limbo: – El centro del disco del Sol se ve

más brillante que los bordes. – En el centro vemos capas más

internas, más calientes. – En los bordes vemos capas más

externas que son más frías.

• La parte mas externa del Sol se llama corona, y se puede observar durante los eclipses totales de Sol, cuando la Luna nos tapa el disco brillante.

• La corona es muy extendida y difusa, con T=1.000.000 K, emite en rayos X. • El aspecto de la corona es muy variable, dependiendo del ciclo de actividad solar.

La Corona

El Sol en distintas longitudes de onda• Observando en distintas longitudes de onda (óptico, IR, UV, rayos X) el Sol

muestra distintos aspectos. Por ejemplo las manchas solares son oscuras en el óptico, pero brillantes en rayos X.

Neutrinos!

Radio

CaK

UVIR

Qué pasaría si el sol dejara de hacer fusión en su núcleo en este instante?

FIA 0111- Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)

A. Sin radiación nueva, el sol colapsaría rápidamente. B. El núcleo comenzaría a colapsar, pero en las capas externas esto

recién se notaría en 10000 años. C. El sol aparecería más frío inmediatamente. D. Aparecería más frío 8 minutos más tarde. E. Ambas B & D

¿Por qué hay manchas y explosiones en el Sol?

Manchas solaresCampos magnéticos

atrapan gas

Manchas solares

Celdas de convección

El campo magnético de las manchas solares suprimen la convección y evitan que el plasma que las rodea se

mueva horizontalmente y entre en la mancha solar.

Explosiones Solares• Las flares son explosiones gigantescas en la superficie del Sol, expulsando material (gas caliente)

que sigue las líneas del campo magnético. Estas verdaderas tormentas solares son frecuentes durante el máximo del ciclo solar, y afectan las comunicaciones de radio en la Tierra. Las explosiones mas grandes pueden superar los 2.000.000 km.

• Tamaño de la Tierra .

Actividad y Manchas en el Sol

Actividad y Manchas en el Sol• Cada 11 años, el número de manchas crece hasta un máximo, para

luego decrecer. Este período se llama ciclo solar, y se relaciona con tormentas y erupciones de altas energías en las capas exteriores del sol (corona). Esas son visibles en rayos X y líneas de emisión. Las líneas del campo magnético se enredan debido a la rotación del Sol, y la polaridad del campo se invierte cada 11 años. Por lo tanto, el ciclo real dura 22 años.

Gran tormenta 1859(telegrafos + aurora)

Actividad y manchas solares

Sol activo vs. pasivoDurante el ciclo solar, la emisión en rayos X cambia de forma dramática.

Agujeros Coronales y Viento Solar

• Existen agujeros coronales, que se observan como regiones muy oscuras en rayos X. Es a través de esos agujeros coronales que se escapa la mayor cantidad de viento solar.

• El viento solar es un viento de partículas y radiación que sopla el Sol continuamente. Ese viento es frenado por el campo magnético terrestre, que nos protege de sus efectos.

• La rotación del Sol va generando un viento solar cuyas ráfagas avanzan de manera espiral, y alcanzan V = 200 km/s.

El Viento SolarEl Sol está activo, aunque explosiones gigantes son raras.

Las partículas del viento solar llegan a la Tierra, pero el campo magnético de la Tierra es un escudo eficiente.

Nuestro campo magnético desvía las partículas cargadas, que pueden caer hacia los polos, causando las auroras.

¿De qué está hecho el Sol?

El Espectro del Sol• No podemos observar el interior del Sol. El espectro que vemos proviene de su

atmósfera. El continuo espectral que observamos proviene de la fotósfera. Las líneas espectrales que vemos son debidas a absorción de átomos y moléculas de distintos elementos en la cromósfera, y permiten medir la composición química del Sol.

• Cecilia Payne-Gaposchkin fue la primera en hacer un análisis detallado del espectro del Sol: – 75% H + 24% He + 1% resto – Muy diferente a la Tierra

CaII

Log del número de átomos de cada elemento. H, He y Li se originaron en el Big Bang. El resto de los elementos se originaron por procesos de fusión en el interior de las estrellas o por quemas explosivas en supernovas.

Composición Química del Sol

Composición Química del Sol

Conceptos Clave:

Porqué brilla el Sol?Cuál es la estructura del Sol?Cómo se da la fusión nuclear en el Sol?Cómo sale la energía de fusión de la estrella?Cómo sabemos qué ocurre dentro del Sol?Qué causa la actividad solar, y cómo cambia con el tiempo?Cómo afecta a los humanos la actividad solar?

El Sol

Y otras estrellas?

n Una manera de obtener la temperatura es usando el continuo estelar, tomando las estrellas como cuerpos negros.

n Otra manera es midiendo la presencia de algunas líneas espectrales que son sensibles a la temperatura.

n Clasificación de espectros estelares: uBasados en el continuo y las líneas espectrales, los astrónomos a

fin del siglo XIX y principios del XX clasificaron los espectros de las estrellas en distintas familias.

uHistoria de trabajo arduo de Secci, Morgan, Keenan, McCarthy, Pickering.

uSe adoptó el sistema MK (Morgan & Keenan) de clasificación espectral.

n Líneas y bandas espectrales intensas se usaron para la clasificación: u Líneas de hidrógeno de la serie de Balmer u Líneas de Ca, Fe, Na u Bandas moleculares como TiO, H2O, CO, C2

Clasificación Espectral

Clasificación Espectral

Más tarde se descubrió que la secuencia espectral tradicional OBAFGKM es una secuencia de temperaturas.

Las estrellas frías de tipo M tienen bandas de TiO. Las estrellas de carbón con bandas intensas de C2 forman una secuencia aparte (tipos RN).

Si la T varía, las líneas del H tienen un máximo de intensidad en estrellas de tipo A con T=10000 K, decreciendo para T mayores y menores.

Lo mismo ocurre con otros elementos, y los cocientes de líneas pueden ser utilizados para hacer una clasificación más fina (subdivisiones de 0 a 9).

Clasificación Espectral

Porqué las líneas de H disminuyen a altas y bajas T?

n Porque no hay hidrógeno a temperaturas altas ni bajas

n Porque a alta temperatura todo el H está ionizado, y a baja temperatura todos los e- están en el nivel fundamental.

n Porque a alta temperatura el spin del H es el que cambia (otras líneas), y a baja temperatura el continuo es más intenso.

Frías

T

Calientes

Clasificación Espectral

(azules)

(rojas)

Clasificación EspectralTipo Teff Ejemplo Características Espectrales

O >30000 sdO HeII intenso, H débil

B 20000 Rigel HeI intenso, H, metales débiles

A 10000 Sirio HeI débil, H máximo, líneas metálicas

F 7000 Canopus No He, H intenso, metales (Fe Ca Na)

G 6000 Sol H, metales, banda G, no moléculas

K 4000 Arturo Metales intensos, H débil, moléculas

M 3000 Betelgeuse Moléculas dominan (H2O TiO VO CO) metales

R 4000 RCB Moléculas de C (C2, CO, CH)

N 3000 Moléculas de C más intensas

S 4000 Intermedio entre M y R

L,T <2000 Gl229B Moléculas dominan (H2O CH3), no continuo

V-enanas

III-gigantes

log g I-supergig.

Luminosidades EstelaresAdemás, la clasificación espectral asigna otra dimensión: la luminosidad V, IV,

III, II, I. Una tercera dimensión, menos importante, es la composición. Se encontró que para un mismo tipo espectral, el ancho de las líneas puede

variar. Esto es debido a la gravedad de las estrellas: las gigantes tienen líneas más delgadas debido a la menor presión atmosférica.

Clases de luminosidad:

Información Espectral

Característica Espectral

Información Obtenida

Máximo del espectro continuo

Temperatura (Ley de Wien)

Líneas presentes Composición química

Intensidad de las líneas

Composición, Temperatura

Ancho de las líneas Temperatura, rotación, densidad, campo magnético, V (turbulencia)

Efecto Doppler Velocidad radial

La espectroscopía es la herramienta más poderosa de la Astronomía.

Temperaturas y Colores

Los colores de las estrellas revelan su temperatura superficial.

Por ejemplo, una estrella como el Sol con una temperatura superficial de 6000K se ve amarilla.

Determinación de Distanciasn Las estrellas están muy muy lejos. Cómo podemos medir sus

distancias? n Las medidas más directas son las geométricas

uParalaje uSólo aplicable a estrellas cercanas uPor ejemplo, los griegos desecharon la teoría heliocéntrica porque

no detectaban paralajes estelares. Tycho se dio cuenta que esto se debe a que las estrellas están muy lejos.

n Las medidas indirectas se hacen usando comparaciones y calibraciones. uComparando brillos de estrellas similares uUsando estrellas variables

« Son aplicables a gran distancia, aunque menos precisas « Son los primeros escalones de la escala de distancias

La órbita de la Tierra alrededor del Sol provee la base de un triángulo con vértice en la estrella, que se puede usar para medir distancias.

Definimos ángulo de paralaje p usando el triángulo.

Ese ángulo p es muy pequeño. Cuando p=1”, la estrella está a 1

parsec (PARallax SECond): 1 pc = 206265 UA = 3.26 ly

Paralajes Estelares

Paralajes de estrellas cercanas

n Los ángulos de paralajes son muy pequeños porque las estrellas están muy distantes.

n Por ejemplo, para Próxima Cen, la estrella más cercana, se mide: p=0.75 arcsec.

n Esto nos da una distancia de d = 1/p = 1.3333pc = 275000 AU = 4.3 ly.

n El límite de los telescopios terrestres es p>0.01arcsec, o sea que estamos limitados a las estrellas con d<100pc.

n La misión espacial Hipparcos midió paralajes precisas hasta d < 500 pc.

n GAIA los está midiendo actualmente hasta 10.000pc

Si Alfa Centauri se alejara diez veces más, su paralaje

A. aumentaría B. disminuiría C. no cambiaría D. haría que la estrella cambie de color

La luminosidad de una estrella es

A. la temperatura superficial de la estrella B. la luz total que la estrella emitirá a lo largo de toda su vida C. el brillo aparente de la estrella desde la Tierra D. la potencia total irradiada al espacio por la estrella E. el tiempo de vida de la estrella

f = 1

f = 1/4f = 1/9

El brillo aparente, o FLUJO “f”, depende de la emisión total de luz (LUMINOSIDAD) y de la distancia, y decrece con el cuadrado de la distancia a la fuente.Concepto importante en Astronomía

f = L / d2 (ergs/s/cm2)Propagación de la luz

Magnitudes Aparentes

n Hiparco, un siglo antes de Cristo clasificó las estrellas de acuerdo con sus brillos en seis categorías u1-6 magnitud, 1-100 brillo umás débil m=6 umás brillante m=1 uLa escala es logarítmica (refleja la

respuesta de los conos y bastones del ojo humano).

Magnitud AbsolutaLuminosidad Intrínseca

n ¿Qué magnitud tendría la estrella si la ponemos a una distancia de 10pc? u Ejemplo, para el Sol m=-26.5 u Usando la ley de 1/d2, el Sol nos daría 1/2,000,0002 (1pc≈200,000UA) de la luz que

nos da ahora.

n En general

Fotometría

n Medición del flujo de luz en una banda determinada. Sistema UBV de Johnson. n Indice de Color: mide el color de una estrella usando dos filtros, e.g. B-V. Está

calibrado en función de la temperatura. u V=Vo-2.5log(lV), B=Bo-2.5log(lB)

u B-V=(Bo-Vo)-2.5log(lB/lV) n Sol: V=-26.78, B=-26.16, U=-26.06, B-V=0.62, U-B=0.10

n Sirio: V= - 1.46, B= -1.46, U= -1.52, B-V=0.00, U-B=-0.06

La estrella YY tiene temperatura de 10000K con emisión máxima en 290nm. La estrella ZZ tiene temperatura de 5000K. El máximo de ZZ está en

A. 145nm B. 580nm C. 1160nm D. 4680nm E. lejos de cualquiera de las anteriores.

Recordar ley de Wein, por la que el máximo de la emisión de cuerpo negro es inversamente proporcional a la temperatura, λ = b/T, con b= 2,897,768.5 nm·K

Qué diferencia hay entre espectroscopía y fotometría?

Cuáles son las ventajas y desventajas de cada una?

Qué diferencia hay entre magnitudes y luminosidades aparentes y

absolutas?

Qué diferencia hay entre una estrella O y una G?