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Astronomía (AST 0111-1)#astro011-1

http://astro.puc.cl/~npadilla/Docencia/Docencia.html

Prof. Padilla

1. In Situ2. Telescopios3. Observación4. Luz

Temario Obtención

de datos

Interacción entre materia y luzUn material puede “absorber” energía (por ejemplo calor o luz), volviéndose más energético (más caliente, mayor velocidad), e irradiar esa energíaTemp = velocidad prom. del materialEste “enfriamiento” produce un espectro termal, donde el peak está relacionado con la temperatura del material. La forma depende de su velocidad.

El calor cambia ligaduras

Una estrella que emite el máximo de energía en el infrarrojo es

A. mas fria que el sol B. mas caliente que el sol C. mas grande que el sol D. viajando hacia nosotros a alta velocidad

Una estrella no será observable si su máximo de energía está

A. en el infrarojo B. en el óptico C. en el ultra-violeta D. en la banda de rayos X E. en la banda de radio.

Propiedades de la materia

Isótopos (n. de neutrones)

ElementosN. Atomico(N. de protones)

Los electrones ocupan cáscaras(distintos tipos de cáscaras, dependiendo del núcleo)

Interacción entre luz y materia

Los electrones se pueden excitar ya sea por luz, o intercambio de “calor”.

Foto-excitación, o excitación por colisión.

Longitud de onda depende de diferencia de tamaño de cáscara!

Interacción entre materia y luz

Notar que la malla de difracción separa los colores igual que un prisma

Porqué un gas tiene que estar a alta temperatura para producir líneas de emisión?

A. Gas caliente absorbe más energía que la que emite. B. Los electrones tienen que estar en niveles de energía alta C. Gases calientes emiten fotones más energéticos D. Fotones fríos no tienen suficiente energía para llegar a la tierra. E. Cosas calientes brillan, las frías no

Efecto Doppler: λobs ~ λreposo / (1-v/c)

Al igual que el sonido, la luz también sufre el efecto DopplerLa velocidad estira o comprime ondasNos permite saber el movimiento de objetos.

wavelength λ =>

Efecto Dopplern Efecto Doppler observado

en estrellas binarias. n Se invierte la posición de las

líneas como resultado del movimiento orbital.

n Podemos saber que es una binaria, aunque no se vea la compañera.

n Podemos medir períodos, semiejes, y hasta masas en algunos casos.

n El efecto Doppler, primero se midió en luz, primero se midió en sonido, primero se teorizó.

Teorizado 1842 en sonido 1845

luz 1848

Suponga que dos observadores ven el espectro de una nube de gas en un laboratorio. El primero reporta líneas de emisión, el segundo de absorción. Cómo se explica esto?

A. El primer observador ve el gas delante de un fondo caliente B. El segundo ve el gas delante de un fondo caliente C. Un observador se mueve más rápido que el otro. D. Los átomos están formando moléculas.

Espectro del SolEn el Sol se observan líneas espectrales superpuestas

al espectro del Cuerpo Negro (continuo) Tsol= 5800 K

Líneas de Fraunhofer (1814)F = σT4

Hα

Na

Mg Hβ

Elementos en estrellas

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.

Conceptos clave:

Qué es la luz, onda, partícula o ambas?

Pruebas de que la luz es onda.

Pruebas de que la luz es una partícula

Velocidad de la luz: finita, consecuencias (cono de luz, aberración)

Interacción materia-radiación

Emisión de cuerpo negros

Emisión/absorción de líneas

Temario

• TIEMPO: Calendarios

Días Julianos

Medidas de tiempo

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

Calendarios (y el fin del

mundo)


CALENDARIOSn Importancia de medir el paso del tiempo en distintas civilizaciones

humanas. Ejemplo: calendario Maya, muy avanzado. n Históricamente se impuso el calendario de la República Romana:

uSemana: de 7 días, cada uno una estrella errante • Sábado Saturno • Domingo Sol • Lunes Luna • Martes Marte • Miércoles Mercurio • Jueves Júpiter • Viernes Venus

uMes: entre 28 y 31 días, asociado con el período sinódico (fases de la Luna)

uAño: asociado con el período de revolución de la Tierra alrededor del Sol y la repetición de las estaciones

• 12 meses • 52 semanas

FAS

TIFIA 0111- Astronomía Nelson Padilla (P. U. Catolica)

n Consenso en división de años en meses y en días. n Conociendo en número del día y el nombre del mes

podemos referirnos con precisión a cualquier día del año. n Dificultad: hay 365.2422 días en un año

u12 meses de 29.5 días no hacen un año. Un mes extra debía agregarse cada pocos años debido al desfase.

uSi tomamos 365 días en un año hay un desfase de 0.2422 días por año. Después de 100 años habría 24 días de desfase.

CALENDARIOS


Calendario Juliano Julio Cesar en el año 46 aC trató de arreglar las cosas adoptando las

sugerencias del astrónomo alejandrino Sosígenes: «Se sabía que el año trópico duraba 365.25 días. «Por convención se estableció que tres años consecutivos tengan 365 días, seguido por un año con 366 días.

«Un día se agrega en febrero cada 4 años: año bisiesto.

Se reduce muchísimo el problema; ahora, después de 100 años la diferencia es sólo de un día.

Julio Cesar murió el año 44 ac, y se llamó mes de Julio en su honor (y Agosto más tarde en honor a su hijo Augusto).

Este calendario funcionó bien hasta que en el siglo XVI había una discrepancia apreciable entre las estaciones y la fecha.


Calendario Gregorianon La discrepancia entre el año Juliano y el año trópico es de 11m14s. En 1582 esa

diferencia era de 10 días. n El Papa Gregorio XIII mejoró la situación:

uAbolió los días entre el 5 y 14 de Octubre de 1582. uDispuso saltarse tres días cada cuatro siglos.

n En su calendario reformado los años que terminan en dos ceros (e.g. 1900, 2000) son años bisiestos si son divisibles por 400.

n 400 años civiles contienen (400x365)+100-3=146097 días de tal forma la longitud media de un año civil es 1460970/400=365.2425 días

n Un año trópico tiene 365.242199 días solares medios = 365d05h48m46s n Con esta reforma, el calendario es correcto hasta un día cada 3300 años. n Los países católicos lo adoptaron inmediatamente, pero los protestantes no, hasta épocas

más recientes. Entre 1582 y 1923, ambas fechas se listaban para evitar confusion (Juliana y Gregoriana)

n Una nueva reforma propuesta por Herschel decidió no hacer bisiestos los años 4000, 8000, etc. Por lo tanto, el calendario actual pierde un día sólo cada 20000 años.


Tiempo UniversalGMT = Greenwich Mean Time, UT = Universal Time n Está relacionado con el movimiento del Sol como es observado en el meridiano de

Greenwich, longitud = 0. Disputa con el meridiano de París. n Tiempo local en un país está relacionado con GMT y su zona horaria. n El tiempo en un lugar se refiere a un punto del huso horario (algo arbitrario, que

puede estar hasta 2hrs del tiempo solar).

Text


Ahorro de veranon Controversial (complejo): aprovechar más horas del día después de horario laboral. n Positivo: ~0.5% ahorro energético?, retail, deportes; Negativo: granjas, confusión.n Atribuído a Benjamin Franklin (satíricamente propuso que Paris se levantara temprano para

ahorrar velas). n Pero solo se pudo aplicar con comunicaciones modernas (>1900s).n Versión moderna propuesta por Hudson en NZ durante WWI (1918)

Medición del tiempo

Historia del reloj


n Usar el sol como los antiguos no nos sirve, necesitamos relojes de precisión. n Por ejemplo, los púlsares tienen períodos de rotación de milisegundos

Reloj Precisión

Sol minutos

Péndulo segundos

Mecánicos 1s/año

Cuarzo 1s/10años

Atómico Cs 1s/6000años

Atómico H Maser 1s/100000años



n Una cosa es medir un intervalo de tiempo de manera precisa, pero otra cosa distinta es medir intervalos de tiempo largos en el pasado.

n La ciencia moderna posee varios métodos elaborados y precisos de medir el tiempo pasado: uBiología: anillos de árboles uFísica-química: decaimiento del

radioisótopo C14

uAstronomía: evolución estelar


Día sidéreo vs. Día solarn Hay ≈ 365.25 días solares en un año, el tiempo que demora el Sol

en volver a la misma posición con respecto a las estrellas. n En este tiempo la Tierra ha dado 366.25 vueltas, número de días

siderales en un año. n Cada día sidéreo es un poquito más corto que el día solar.

uDía solar = 24h 00m 00s uDía sidéreo = 23h 56m 04.1s

n Tiempo sidéreo en Greenwich coincide cada año con GST en el equinoccio de otoño (∼Septiembre 21), de ahí en adelante tal que ST va más rápido que GMT.

n Definición de ST: ángulo horario del equinoccio vernal. n Día sidéreo comienza (00h 00m 00s) cuando el equinoccio vernal

está en el meridiano.


Tiempo de Efemérides (ET)UT y ST están ligados al período de rotación de la Tierra. Sin embargo este período no es constante, muestra pequeñas fluctuaciones,

del orden de segundos a minutos. El origen de las discrepancias no se conoce, pero se asocian a irregularidades

en el movimiento de rotación de la Tierra. Por ejemplo, el día se alarga 1/2000 sec cada 100 años (0.000005 sec/yr)

debido a la acción gravitatoria de la Luna. Los astrónomos necesitan medir tiempo en forma uniforme. Se usa el Tiempo

de Efemérides (ET). El ET es calculado por el movimiento de la Luna, que se supone uniforme.

ET-UT=51 seg (Ene 1900 vs Ene 1980)


Conceptos clave:

Historia y mecánica de calendarios/tiempo (origen, formato, etc) Cómo seguimos el tiempo?

Precisión e importancia de seguir el tiempo Cómo obtenemos medida precisa del tiempo?

• Presentación papers: Matías Cortés 31/3, Javiera Cruces 4/4

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