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Astrofísica capítulo 16.1 : Cantidades estelares (Luminosidad y brillo…
Astrofísica capítulo 16.1
: Cantidades estelares
Enormes distancias que separan las estrellas y las galaxias
La astronomía es un campo poco común dentro del estudio de la física
La visibilidad de las estrellas depende de la ubicación, hora, y época
Mapa estelar: sirven para ubicar con precisión estrellas
Los movimientos aparentes de las estrellas se deben a la rotación de la tierra
Objetos del universo
Planetas
y sistemas planetarios, incluidos los cometas
Sistema planetario
Conjunto de masas (no estelares) que orbitan alrededor de una estrella
Los planetas son objetivos de masa elevada que las fuerzas gravitatorias los an originado con formas efséricas
No tienen masa suficiente para ser estrellas
Sistema solar
Está formado por el sol y los objetos que orbitan a su alrededor
cometas
En comparación con los planetas, los cometas son masas relativamente pequeñas de roca y hielo que también orbitan alrededor del Sol, pero normalmente sus períodos son muy largos y sus trayectorias muy elípticas
Estrellas
(simples y binarias), los cúmulos estelares y las constelaciones
En el interior de una nebulosa, la gravedad provoca que los átomos se aproximen unos a otros (adquieren energía cinética muy elevada) -> fusión nuclear
La fusión se produce en todas las estrellas
El inicio de la fusión a gran escala se conoce como nacimiento de una estrella
La contracción del material de la estrella que se forma origina una presión de gas térmico y la radiación emitida crea al mismo tiempo una presión de radiación que actúa hacia el exterior en sentido opuesto a la presión gravitatoria ejercida hacia el interior. Estas presiones permanecen iguales y opuestas durante un período muy prolongado, en el que la estrella se mantiene con el mismo tamaño, estable e invariable. Está en equilibrio estelar
En este periodo se le denomina estrella de secuencia principal
Estrellas binarias
Son en realidad dos o más estrellas que orbitan alrededor de un centro de masa común con periodo constante
El periodo está directamente relacionado con su masa
Cúmulos estelares
Algunas estrellas se encuentran tan cerca de las otras que se atraen entre sí por la gravedad, y se mueven como grupo
Cúmulos globulares
Diámetro aproximado de 10^14 Km
Cúmulos abiertos
no son tan antiguos, contienen menos estrellas. Las fuerzas gravitatorias son más débiles
Constelaciones
Patrón bidemensional de estrellas visibles
Nebulosas
Nubes difusas enormes de materia interestelar, principalmente gases (H y He) y polvo
Parte de la materia está ionizada
Se forma a lo largo de un periodo muy prolongado de tiempo debido a la atracción gravitatoria entre las masas implicadas
Las nebulosas más grandes son el principal lugar de formación de las estrellas
Galaxias
, cúmulos de galaxias, y supercúmulos de galaxias
La fuerza de la gravedad provoca que miles de millones de estrellas se agrupen y orbiten alrededor del centro de masa: galaxia
Se clasifican en espirales, elípticas o irregulares
Los cúmulos de galaxias son grupos mayores de galaxias, que se mantienen unidos por fuerzas gravitatorias
Los cúmulos no están distribuidos uniformemente, sino que se agrupan en supercúmulos -> estructuras más grandes del universo
Distancias astronómicas
Año luz
La distancia que recorre la luz en el vacío durante un año: 9.46 *10^15 m
Unidad astronómica
, UA
Distancia media entre la Tierra y el Sol: 1.5 *10^11m
Parsec
3.26= distancia a una estrella que tiene un ángulo de paralaje de un segundo arco
Escala del universo
El diámetro del universo observable es de 9 *10^10 al.
Determinación de distancias a las estrellas y las galaxias distantes
Paralelaje estelar
Comparar la posición de una estrella con las de otras estrellas que se encuentran mucho más alejadas
fecto visual por el que un objeto próximo parece que cambia su posición en comparación con objetos más distantes (situados detrás de él) cuando se observa desde distintas posiciones.
Medición del ángulo de paralelaje, p, con telescopios
El paralaje de las estrellas, es muy pequeño debido a las largas distancias a las que se encuentran y esto significa que los ángulos de paralaje son tan reducidos que se miden en segundos de arco
1 grado= 3 600 segundos de arco
Uso de estrellas variables Cefeidas
Uso de supernovas
Luminosidad y brillo aparente
Brillo aparente
La intensidad recibida en la tierra. Se mide en Wm^-2
Constante solar
= 1360 Wm^-2
Luminosidad
La potencia total que irradia (en forma de ondas electromagnéticas) se mide en watts.
brillo aparente, b= L/ 4pid^2
Relación de la inversa del cuadrado
Una vez que hemos medido el brillo aparente de una estrella y si conocemos su distancia a la Tierra, entonces solo es necesario calcular su luminosidad
Relación entre la luminosidad de una estrella y su temperatura superficial
L=σAT^4
ángulo de paralelaje (rad)= (1.5 * 10^11)/d m
d (parsec) = 1/p(segundo de arco)
