aaetrofisica

Introduccin a Astrofsica

Programa:Tema 0: HistoriaTema 1: Astronoma de posicinTema 2: Propiedades y medicin de la radiacin electromagnticaTema 3: Instrumentos astronmicosTema 4: Propiedades generales del sistema solarTema 5: Planetas y sus satlites, asteriodes y cometasTema 6: Formacin del sistema solarTema 7: Estructura estelarTema 8: Observaciones de estrellasTema 9: Evolucin estelarTema 10: La Va LcteaTema 11: GalaxiasTema 12: Cosmologa

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Introduccin

Sistema solar

{{{

Estrellas

Galaxias

Cosmologa

Que es la Astrofsica?

Estudia e intenta comprender eluniverso

Aplica leyes fsicas al universo

Es una ciencia, usa mtodos cientficos

Ciencia observacional: no podemos hacerexperimentos (casi), slo observaciones

Historia de laHistoria de laastronomaastronoma

Un ejemplo:Stonehedge (sur deInglaterra)

Fue construido entre el neolticoy la edad de bronce (approx.Entre 2700 y 2100 a.C.)

Arqueoastronoma

Newgrange - Tumba prehistrica (Irlanda)

Orientacin cuidadosamente elegida:

En el amanecer del Solsticio de Invierno, el Solpenetra por abertura y recorre la galera hasta elcorazn de la cmara.

La astronoma en la prehistoria

Babilonia:Babilonia: medidas de las posiciones de los planetas (tablas babilnicas)

GreciaGrecia primeros cientficos Primeros en querer comprender el universo (antes haba

estrecha relacin con religin) Intentaron explicar el universo basndose en formas

geomtricas construyeron los primeros modelos delmovimiento de la Luna, Sol, planetas

La astronoma en la antigedad

Aristteles (384-322 a.C.)

Sus ideas sobre el universo semantuvieron durante muchos siglos

Modelo del universo: Sol, planetas yestrellas giran alrededor de la Tierra endiferentes esferas

Adelant los primeros argumentos deque la tierra no era plana: Las estrellas cambian la posicin en el

horizonte segn el sitio en la Tierra. Sombra de la Tierra en la Luna en eclipses

es curvada

La astronoma griega

1/50

Eratstenes (siglo III a.C.)

Midi el dimetro de la Tierra

La astronoma griega

Aristaco de Samos (siglo III a.C.): propuso modelo heliocntrico (17 siglos antes que Coprnico!) no fue tomado en serio.

Ms logros de la astronoma griega: Sistemas de magnitudes para clasificar estrellas segn su brillo Midieron la inclinacin entre plano de la rbita del Sol en torno

a la Tierra y el Ecuador (inclinacin de la eclptica)

La astronoma griega

Movimiento de los planetas

Movimiento de los planetas visto en el cielo

EE WW

Ptolomeo (100-170 dC) construyo unmodelo de epiciclos para describir losmovimientos de los planetas que funcionmuy bien.

Ptolomeo fue el ltimo gran astrnomo de laAntigedad. Su trabajo domin la Astronoma durante1500 aos.

La astronoma griega

T Equante

Nicols Nicols Copernicus Copernicus (1473-1543)(1473-1543) - El revolucionarioEl revolucionario Ruptura con la concepcin griega de Sistema Solar Su modelo: - modelo heliocntrico

- rbitas circulares Implica una forma mucho ms sencilla de explicar el movimiento retrgrado de los planetas. Adems: orden los planetas por su distancia al Sol y determin los periodos de sus rbitas.

Tycho Brahe Tycho Brahe (1546-1601)(1546-1601) - El observadorEl observador Impresionante trabajo observacional (observatorio en isla Hveen) Descubri una nueva estrella en el cielo (la supernova de Tycho) Esta observacin chocaba con la idea de universo inmutable de la poca. Es responsable de las observaciones y medidas de posiciones de estrellas y planetas ms precisas hasta la fecha (sin telescopio!). En 1597, se marcha a Praga y desde 1600 trabaja con su joven asistente Johannes Kepler.

Johannes Kepler Johannes Kepler (1571-1630)(1571-1630) - El analistaEl analista En 1600 comenz a estudiar los datos observacionales de Tycho Entre 1609-1618 public sus 3 famosas leyes que hoy da sirven para entender los movimientos de los planetas en el Sistema Solar (obtenidas de observaciones y clculos matemticos muy complejos).

El El nacimiento nacimiento de la de la ciencia modernaciencia moderna

Galileo Galileo Galilei Galilei (1564 (1564 1642) 1642)

Se le atribuye el primer uso de un telescopio para fines astronmicos (1609) Entre sus logros:

Va Lctea y otras manchas en el cielo estn formadas por muchas estrellas! Crteres, montaas, mares en la luna. Descubri los satlites de Jpiter: no todos los astros giran en torno a la Tierra. Descubri la extraa forma de Saturno, aunque no supo determinar por qu.

El nacimiento de la ciencia moderna

Entre Coprnico y Galileo se establece el mtodo cientfico moderno:-- evidencia, observacin y medidas

- aplicacin de las matemticas a la resolucin de preguntas cientficas

Isaac Newton (1642-1727)Isaac Newton (1642-1727) Grandes contribuciones a las matemticas y la fsica:

CClculo diferenciallculo diferencial Ley Ley de de gravitacin gravitacin universaluniversal Leyes Leyes de la de la dinmicadinmica

Consigue explicar las leyes Consigue explicar las leyes de de Kepler Kepler a a partir partir de de leyes fleyes fsicas sencillassicas sencillas

Otras importantsimas contribuciones Otras importantsimas contribuciones en en relacin relacin con la con la astronomaastronoma:: DescomposiciDescomposicin n de la de la luz blanca luz blanca al al atravesar atravesar un un prismaprisma Invencin Invencin del del telescopio telescopio reflectorreflector

El nacimiento de la ciencia moderna

Bases de la nueva astronoma

Despus de Newton y hasta nuestra poca:

Fudamental el uso de la Fsica de Newton para el estudio del del cosmos Importante el desarrollo de nuevas teoras:

Radiacin electromagntica Fsica cuntica Fsica relativista Fsica de partculas Utlimamente: Desarrollo en ordenadores

Interpretacin de las observaciones astronmicas

Algunos logrosrecientes en

imgenes

Gas ionizado alrededorde estrellas masivas enla galaxia vecina GranNube de Magallanes

Nebulosa dereflexion con gobulode Bok

Zona de formacinde estrellasnuevas

Nebulosas planetarias:Final de la vida de unaestrella como el solChorros

bipolaresalrededor de unaestrella giganteroja

Diferentes tiposde galaxias

Grupo M81: La observacin del gas atmico puede cambiar la imagen

Galaxias en interaccin gravitatoria

Colisiones entregalaxias

Muchas galaxias

GrupoCompacto degalaxias

Cmulo de galaxies

Hubble Deep FieldObservacionesprofundas paramuestrear galaxiaslejanas

Las distancias astronmicas

Si pudisemos viajar tan rpido como la luz (300 000 km/s)llegaramos.

a la luna en 1.3 segundos al sol en 8 minutos a la estrella ms prxima en 2 aos al centro de la Va Lctea en 26.000 aos a las Nubes de Magallanes en 200.000 aos a la galaxia vecina de Andrmeda en 3 millones de aos ...a la galaxia ms lejana que vemos en el cielo en 13.000 millones de

aos

El tiempo astronmico

Edad de la tierra: 5.000 millones de aosAparicin de los mamferos: hace 200 millones de aosExtincin de los dinosaurios: hace 65 millones de aosHistoria humana: unos 6.000 aosVida humana: (menos de) 100 aos

! No vemos cambios en el cielo !

Edad del universo: 13.000 millones de aosVida del sol: 9.000 millones de aosEdad del sol: 5.000 millones de aosVida de una estrella masiva: 1 milln de aos

ngulos en el cielo Las distancias y tamaos aparentes en el cielo se miden en

grados, minutos de arco y segundos de arco El crculo completo tiene 360 grados 1 grado tiene 60 minutos de arco (arcmin) 1 arcmin tiene 60 segundos de arco (arcsec)

Algunos ejemplos

Tamao angular de luna y sol: aprox. medio grado Galaxia espiral ms cercana (Andrmeda): 3 grados Resolucin de un telescopio ptico terrestre: 1-2 Resolucin del telescopio espacial Hubble: 0.1-0.3 Resolucin de observaciones interferomtricas: hastamilli-arcsec

Astronoma de posicin

Diferentes mediciones del ngulo

1. Grados: Circulo completo: 360 grados 1 grado = 60 minutos de grado 1 minuto de grado = 60 segundos de grado

2. Horas: circulo completo 24 horas 1 hora = 60 minutos 1 minuto = 60 segundos

3. Radian: Circulo completo: 2

Atencin: No confundir minutos/segundos de grado conminutos/segundos de hora

Esferaceleste

Proyectamos todaslas estrellas enesfera con radiomuy grande ycentrado en laTierra.

Vemos unos 5000estrellas, agrupadosen constelaciones

Coordenadas terrestres La posicin de un punto sobre la superficie terrrestre coordenadas esfricas:

Longitud geogrfica: ngulo entre el meridianoque pasa por el punto y el meridiano cero (quepasa por Greenwich). Longitud positiva hacia eloeste de Greenwich

Latitud geogrfica: ngulo que define laplomada con el plano ecuatorial. Positiva enhemisferio norte, negativa en el sur. Tierraachatada -> lnea de plomada no pasa por centro!

Latitud geocntrica: la definida por el nguloque forma cierto punto con el plano ecuatorialdesde el centro de la Tierra (cordenada esfrica ).

Plano de referencia: Plano Plano ecuatorialecuatorial (plano que contiene elcentro y es perpendicular al eje de rotacin) Ecuador:Ecuador: Interseccin Interseccin del del plano ecuatorial plano ecuatorial con con superficie terrestresuperficie terrestre Paralelos: Lneas paralelas al ecuador Meridianos: Semicrculos mximos que unen los polos.


La esfera celeste: Esfera imaginaria de radio arbitrario (pero grande(*)!)concntrica con la Tierra.

Llamamos polos de la esfera celeste a la interseccin de la esfera celeste con lospolos de la Tierra Llamamos ecuador celeste a la interseccin del plano ecuatorial terrestre con laesfera celeste.

(*)Radio grande porque suponemosque las estrellas estn todassituadas sobre la superficie dedicha esfera imaginaria ventaja:ventaja: slo necesitamosdos coordenadas para determinarla posicin de un objeto.


Distintos sistemas de coordenadas en Astronoma:

Todos ellos tienen un plano de fundamentalplano de fundamental, que contiene al centro y divide laesfera celeste en dos hemisferios. Coordenadas de un astro vienen dada por:Coordenadas de un astro vienen dada por:

Distancia angular entre dicho astro y plano fundamental () ngulo () entre:

- Punto de interseccin del crculo mximo que contiene al astro y que esperpendicular al plano fundamental, con dicho plano fundamental.- Y un punto contenido en plano fundamental definido de maneraarbitraria.

Plano fundamental

Coordenadas Plano fundamental Coordenadas

Horizontales horizonte del observador acimut A, elevacin (a)Ecuatoriales plano Ecuatorial RA (), declinacin ()Galcticas plano de Va Lctea longitud (l), latitud (b)Eclpticas plano de la eclptica longitud (), latitud ()

Punto dereferencia


Coordenadas horizontales:

Plano de referencia Plano tangente a la superficie de la Tierra que pasa por elobservador Horizonte

a, altitud o elevacin, altitud o elevacin, distancia angular delhorizonte [-90o,+90o]

Muy usada la distancia cenitaldistancia cenital, z =90-a

A, acimutacimut , ngulo de la vertical del objeto desdealguna posicin de referencia [0,360o](OJO! Segn convenio: medido en sentido horariodesde el sur o desde el N)

Debido a la rotacin terrestre, las estrellas salenpor el E, se ponen por el W y culminan en elmeridiano meridiano (crculo mximo que pasa por los poloscelestes y cnit del observador) Direcciones N y S determinadas por interseccinde meridiano con horizonte. cnit: Interseccin de la vertical en la posicindel observador con la esfera celeste. nadir: punto diametralmente opuesto al cnit

Inconveniente: Las coordenadas horizontales cambian con el tiempo y dependen de la posicin del observador


Cuanto menor es el ngulo horario de un objeto, ms cercaCuanto menor es el ngulo horario de un objeto, ms cercaest de su culminacinest de su culminacin

h> 0, ya ha culminado, h> 0, ya ha culminado, h

Coordenadas ecuatoriales:

Plano de referencia Plano Ecuatorial , declinacin (declinacin (DecDec)), , distancia angular delplano ecuatorial [-90o,+90o]

, ascensin recta (RA)ascensin recta (RA) , ngulo entreequinoccio vernal (o punto de Aries) y lainterseccin de la vertical del objeto con elplano ecuatorial [0h,24h](convenio: medido en sentido anti-horariodesde punto vernal. RA aumenta hacia el E)

y son constantes; no dependen deltiempo ni de la posicin del observador catlogoscatlogos


Punto de Aries o equinoccio vernal:punto de interseccin entre el plano delecuador celeste y la eclptica.

Observador en Polo NorteObservador en Polo Norte

Observador en EcuadorObservador en Ecuador

Observador a latitud 40Observador a latitud 40oo


Estrellas circumpolares

Aquellas estrellas, que nuncasalen o se ponen para unobservador determinado.

Depende de la latitud en la tierra Condicin necesaria:

> 90 ( es latitud terrestre, es declinacin de la

estrella)

Eclptica:Eclptica: Plano quecontiene el sol y losplanetas

La rbita de la Tierra alrededor del Sol es una elipse (poco excntrica) El Sol est en uno de los focos movimiento no uniforme a lo largo del ao Traslacin (365.25 das), rotacin (aprox. 24h) El plano Ecuatorial est inclinado con respecto al plano de la eclptica Oblicuidad de la eclptica = 23o 26

La Eclptica y la rbita de la Tierra

23o 26


Recordemos:Recordemos:Inclinacin (u oblicuidad) de laeclptica: ngulo entre plano ecuatorial y elplano de la eclptica: 23o 26


La eclptica en el cielo: Posicin donde se encuentrael sol (se puede determinarsolamente alatardecer/amanecer) y losplanetas

La La ecleclptica desde ptica desde la Tierrala Tierra

Movimiento aparente Movimiento aparente del Sol en latitudes del Sol en latitudes intermediasintermedias

Figura: A.J. Barbero

Implicaciones de la inclinaciImplicaciones de la inclinacin de lan de laeclptica:eclptica: equinoccios y solsticios


Solsticios:

Ocurren dos veces al ao Cuando el ngulo entre el eje terrestre y la lnea Sol-Tierra es mximo o mnimo

Equinoccios:Ocurren dos veces al ao

Eje Terrestre es perpendicular a la lnea Tierra-Sol

Da y noche tienen igual duracin en todos los lugares de la Tierra (salvo lospolos)

Equinoccio de primavera

Equinoccio Otoo

Solsticio de veranoSolsticio de invierno

Solsticio de verano

Solsticio Solsticio de de inviernoinvierno

Figuras: A.J. Barbero

Sistema Galctico:Plano de referencia Plano de la Va Lctea, (pero centro en el Sol!)

Sistema Eclptico:Plano de referencia Plano orbital de la Tierra (plano de la Eclptica)

b, latitud galctica, latitud galctica, distancia angular del planode la Galaxia [-90o,+90o]

l, longitud galcticalongitud galctica , medida en sentido anti-horario desde la direccin del centro de la VaLctea, [0,360o]

til para describir posicin de objetos dentro de laVa Lctea, o para saber como se posiciona otragalaxia con respecto al plano de la Va Lctea

, latitud eclptica, latitud eclptica, distancia angular del planode la eclptica [-90o,+90o]

, longitud eclpticalongitud eclptica , medida en sentido anti-horario desde el equinoccio vernal [0,360o]

til para dar posiciones de objetos del sistemasolar

(de Fundamental astronomy, Karttunen et al.)

(de Fundamental astronomy, Karttunen et al.)


Da sidreo y da solar Da solar y tiempo solar:

Cuando la tierra tiene otra vez la mismaorientacin hacia el sol.

El sol no se mueve uniformemente durante elao Se define da solar medio para tener unda de igual duracin.

Duracin de un da solar medio: 24 horas Tiempo solar medio:ngulo horario del sol

medio ms 12 horas Tiempo universal: Tiempo solar medio de

Greenwich (referencia Universal) Da sidereo:

Cuando la tierra tiene otra vez la mismaorientacin hacia las estrellas

Duracin de un da sidereo: 23h56m4s Un ao tiene un da sidreo ms que das

solares (para el movimiento progrado de latierra).

Tiempo sidreoRecordamos: ngulo horario (h) es el ngulo entreel meridiano y la posicin de la estrella (en sentidohorario)

El tiempo sidrio se mide desde la referencia localde la ascencin recta: interseccin entre elmeridiano y el ecuador celeste


El ngulo horario del equinocciovernal es el tiempo sidreo (tiempo sidreo ())

=h =h + +

Si conocemos el RA de unaSi conocemos el RA de unafuente y el tiempo sidfuente y el tiempo sidreo, podemosreo, podemoscalcular calcular facilmente facilmente el ngulo horarioel ngulo horariode la fuentede la fuente

aA

h

Queremos transformar:

RA, dec () El (a), Az (A)

Necesitamos saber

1. Latitud (),2. tsidreo (junto con RA

ngulo horario (h))

Transformacinentre coordinadas

horizontales yecuatoriales

Trigonometra esfrica Triangulo esfrico: tres puntos de la

superficie esfrica, unidos por arcos decrculos mximos menores de180grados.

La suma de los ngulos en el tringuloesfrico es mayor de 180 grados

Frmulas de triangulos esfriocs: Frmula del seno:

Frmula del coseno:cos (a)=cos()sen(b)sen(c) + cos(b) cos(c)

Frmula del seno-coseno:!

sen(a)

sen(A)=sen(b)

sen(B)=sen(c)

sen(C)

!

cos(B)sen(a) = "cos(A)sen(b)cos(c)+ cos(b)sen(c)

* Ojo: hay un error en p. 75 de Introduccin a la Fsica delCosmos

*

aA

h

Frmulas para la transformacin entre lascoordenadas ecuatoriales y horizontales

Miramos el triangulo entre el objeto, elpolo norte y el cenit. Conocemos 5 delos 6 ngulos

h

Frmulas para la transformacin entre lascoordenadas ecuatoriales y horizontales

Aplicando las frmulas del triangulo esfrico podemos deducir las siguientesrelaciones entre coordenadas horizontales y ecuatoriales

!

1.Aplicando la frmula del seno :

sin(h)cos(") = sin(A) cos(a)

2. Aplicando dos veces la frmula del seno - coseno :

cos(h) cos(") = cos(A) cos(a) sin(#) +sin(a) cos(#)

cos(A) cos(a) = cos(h) cos(") sin(#) - sin(")cos(#)

3. Aplicando dos veces la frmula del coseno :

sin(a) = cos(h) cos(")cos(#) +sin(")sin(#)

sin(") = - cos(A) cos(a) cos(#) +sin(a)sin(#)

* Ojo: hay un error en p. 84 de Introduccion a la Fisica del Cosmos

*

Alteraciones: Precesin y nutacin

Precesin: Debido al efecto de marea de los

dems miembros del sistema solar,sobre todo sol y luna.

Periodo: 26.000 aos El equinoccio vernal se desplaza a los

largo de la eclptica en 50.26segundos de arco por aos

Nutacin: debido a la inclinacin de la rbita de la

luna, el eje de rotacin tiene unaprecesin con un periodo de 18.61aos

Efecto es ms pequeo que de laprecesin

Alteraciones:Paralaje

Existe paralaje diurno yparalaje anual.

Da base a una definicinde distancia: 1 parsec esla distancia que causa unparalaje semi-anual de 1segundo de arco

Otras alteraciones:

Movimientos propios de la estrellas: Componente tangencial: para medirla hace falta

mucho tiempo (dcadas o ms). Componente radial: se puede medir mediante el

efecto Doppler longitud de onda es corrido alrojo (azul) si el objeto se aleja (acerca)

Efecto Doppler nonrelativistico:/ = v/c

Otras alteraciones: aberracin

Efecto parecido a una personaandando en lluvia vertical.

Cambia ngulo aparente:

=- =sin() v/c

Cambio mximo (=constantede aberracin): 20.5

a

Refraccin atmosfrica

La luz est refractada al entrar enla atmsfera de la Tierra: al entraren un medio ms denso, sungulo con la vertical se hacems pequeo.

La imagen aparente est a unaelevacin superior

El efecto es especialmentenotable a elevaciones pequeos no es aconsejable observarobjetos por debajo de 10-20grados.

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