marzo 29: h. herreros, p. grifferos, g. ibacache abril 3 ...jcuadra/fia0111/2012ac20.pdf · abril...

Marzo 13: R. Tamayo, S. Gaete

Marzo 15: T. Barros, F. Valenzuela

Marzo 20: P. Sandoval, J. Rivera, J. Huerta

Marzo 22: V. Ortiz, G. Bisso, F. Cameron

Marzo 27: M. Lyon, B. Escobar, C. Castillo

Marzo 29: H. Herreros, P. Grifferos, G. Ibacache

Abril 3: N. Camacho, G. Wenzel, R. Sallaberry

Abril 10: P. Vildoso, M. Schöll, J. Vera

Abril 12: L. Marfán, F. Holz, N. Mertens

Abril 17: N. Kappes, M. Fuhrmann, J.B. Puel

Abril 19: J. Celhay, P. Morandé, A. Navarrete

Abril 24: P. Güentulle, J. Arrau, G. Pérez

Abril 26: R. Gómez, F. Maturana, V. Covarrubias

Mayo 3: C. Richard

Mayo 8: A. Bustos, S. Lara, T. Rybertt

Mayo 10: V. Núñez, A. Acuña, N. Maluenda

Mayo 15: T. Hepner, M. Hasbún

Mayo 17: J. Henríquez, J. Celhay

Mayo 22: J. Astroza, M. Mora,

Mayo 24:

Mayo 29:

Mayo 31:

Noticias: (Inscripción los jueves

al final de la clase)

1Thursday, 17 May 2012

Misión Dawn de la NASA revela secretos del asteroide Vesta.

Fuente: h;p://www.nasa.gov/mission_pages/dawn/news/dawn20120510.html


http://www.nasa.gov/mission_pages/dawn/news/dawn20120510.html




• Observaciones en Santa Martina (1450 msnm, ΔT ~ -5–10º) .

• Todos los M, J y V, saliendo del Depto de Astronomía a las 18:00. Vuelven a San Joaquín antes de las 23:00.• Inscripciones/consultas por email con Pedro Salas [email protected]• En caso de suspensión por mal tiempo, se avisa por email.

Hoy cancelado


mailto:[email protected]

mailto:[email protected]

http://www.google.cl/search?q=weather+santiago&ie=utf-8&oe=utf-8&aq=t&rls=org.mozilla:en-US:official&client=firefox-a




0

4

8

12

150 110 70 300

2

4

6

7 6.4 5.8 5.2 4.6 4 3.4

Distribución notas I1


Formación y detección de planetas


Métodos para encontrar planetas extrasolares (~763 hasta ahora)Method Derive Mass Limit Status

Pulsar Timing τ ; mp/Ms Lunar Successful (16)

Radial Velocity τ ; mp *sin I ; e super-Earth Successful (701)

Astrometry τ ; mp ; a ; Ds

Ground sub-Jupiter In development Space super-Earth Under study

Transit Photometry τ ; Αp ; a ; I ; Ds ; Successful (230) Ground atm comp. sub-Jupiter numerous groups Space sub-Jupiter HST, Spitzer, Space sub-Earth CoRoT, Kepler

Reflection Photo. τ ; albedo*Ap ; a ;

Space atm comp. sub-Jupiter Kepler

Microlensing: f(m,Ms ,r,Ds,DL ) Ground super-Earth OGLE (15)

Direct Imaging τ ; albedo*Ap ; a ; I ; Successful (31)

Space e ; Ds ; atm comp. Earth numerous groups

(Source: http://exoplanet.eu/)τ=period, a=semi-major axis, mp=planet mass, Ap=planet area, I=orbit inclination, e=eccentricity, Ds=distance to star


http://exoplanet.eu

http://exoplanet.eu

EXOPLANET DETECTIONShttp://exoplanet.eu/

log

(M in

MEa

rth)

log

(M in

MJu

pite

r)

The horizontal axis plots the log of the mass, while the vertical axis plots the log of the semi-major axis.

P < 5%

Dashed lines trace of m and a values that produce the indicated radial velocity semi-amplitude K for a planet orbiting a solar-mass star.

Dotted lines trace m (assuming Jupiter-density) and a values indicating the geometric probability of a transit for a solar-radius star (assuming a circular orbit, so that e and ω can be ignored); less than the indicated proportion of all planets to the right of a given line will have transiting orbits.

P < 0.1%

Our Solar System astrometry transit direct imaging microlensing radial velocity pulsar timing

K= 1 m/s

K = 5 m/s

Habitable Zones (all and solar)

763 as of Apr. 24, 2012although Kepler has >2300 more “candidates”

log (D in AU)

log (P in yr)-3 -2 -1 0 1 2 3 4

-2 -1 0 1 2 3

-3

-4

-5

-2

-1

0

1

2

-1

-2

0

1

2

3

4


http://exoplanet.eu

http://exoplanet.eu

¿Son estos planetas habitables?¿Qué significa habitable?

• Temperatura adecuada

• Agua líquida

• Aire respirable

• Radiación solar para ver y dar calor

• Protección contra radiación

• Protección contra asteroides


Concentrémonos en la temperatura...• ¿De qué depende la temperatura en un

planeta?

1. Temperatura de la estrella

2. Distancia entre estrella y planeta

3. Excentricidad de la órbita

4. Atmósfera del planeta

• Estos datos definen la zona habitable (HZ) alrededorde una estrella


04/27/2010 13

Ejemplo de un sistema planetario descubierto con velocidades radiales: Gliese 581

Estrellas menos masivas son más frías, y tienen zonas habitables más cercanas. -> Planetas más fáciles de detectar.


Kepler y la búsqueda de planetas habitables


Formación y detección de planetas

• Hipótesis de la nebulosa solar. – Observaciones que la sustentan.– Evolución del Sistema Solar.

• Planetas extrasolares.– Cómo los buscamos.– Cuáles encontramos.– Qué sabemos de ellos.

• “Tierras extrasolares” – planetas habitables.– Qué características los hacen habitables.– Por qué son difíciles de detectar.

Conceptos clave:


El Sol, una estrella típica


Características Generales• El Sol es una estrella normal, típica. Como está cerca la podemos estudiar en gran

detalle. No podemos ver su interior, pero basados en observaciones superficiales y modelos podemos comprender la estructura interna del Sol.

• Esto nos ayuda a entender las estrellas más distantes, que no pueden ser observadas en tanto detalle.

• La atmósfera solar es lo que vemos. El color amarillo se debe a que su temperatura es de unos 5800 grados.

• Estudiando el espectro sabemos que el Sol está compuesto mayormente de H (75%), He (23%), y el resto de elementos más pesados (2%).

• El período de rotación del Sol (tiempo que demora en girar una vuelta completa) es de 25,8 días, pero rota más rápido en el ecuador y más lento en los polos.

• El diámetro del Sol es de unos 1.400.000 km, y su masa es 2·1030 kg, unas 300.000 de veces más masivo que la Tierra.

• La masa se mide usando la 3a ley de Kepler:


Características del Sol

3.846×1026 W


¿Cómo es el Sol por dentro?


• Esta gran masa de H y He gaseoso ha permanecido en equilibrio estable por unos 5.000.000.000 años. Ello es debido a que todo punto en el interior el Sol está en equilibrio hidrostático y térmico.

• Equilibrio hidrostático: en cada punto del interior hay un equilibrio de fuerzas: la fuerza de gravedad atrae la materia hacia adentro, mientras que la presión empuja hacia afuera. Si no existiera el equilibrio hidrostático y dominara la gravedad (flechas azules), el Sol se contraería; y viceversa: si dominara la presión del gas más la de radiación (flechas verdes), el Sol se expandiría.

• Equilibrio térmico: la cantidad de energía que fluye hacia un punto y desde un punto es igual. O sea que la temperatura en todo punto se mantiene constante.

Estructura Interna del Sol

Atmósfera Conv. Rad. Núcleo


• Equilibrio Hidrostático

• Las capas de más abajo sienten todo el peso de las de arriba.

• Tienen que ejercer más presión.

http://es.wikipedia.org/wiki/Castell




15000000 --

10000000 --

5000000 --

Grados K

Temperatura

Densidad150000 --

100000 --

50000 --

Kg/m3

El Interior del Sol• Las temperaturas, densidades y

presiones crecen hacia el interior del Sol, alcanzando sus valores máximos en el núcleo.

• En el núcleo del Sol las densidades, temperaturas y presiones son tan altas que los átomos chocan entre sí. En el centro la temperatura alcanza T = 16.000.000 K, y la densidad llega a ρ = 160.000 kg/m3.

• Toda la energía (luz) del Sol es producida en el núcleo, hasta un radio de 0.25 Ro.

• Hoy en día, tenemos dos maneras de comprobar los modelos de la estructura interna del Sol: heliosismología y neutrinos.


Detección de Neutrinos• La fusión (e.g. cadena protón-protón) produce un gran

número de neutrinos en el núcleo del Sol.• Los neutrinos son partículas muy pequeñas y que cuesta

mucho detectar. Pueden atravesar fácilmente la Tierra completa.

• Los “telescopios de neutrinos” son grandes tanques de, por ej., toneladas de Galio localizados en minas abandonadas, observados con cientos de foto-multiplicadoras.

• Por ejemplo el experimento Kamiokande. Estos experimentos son muy delicados.

• Había un gran problema: se observaba una deficiencia de neutrinos con respecto a los modelos teóricos solares, ya que se esperaba detectar el doble de los neutrinos observados.

• Ahora sabemos que hay distintas clases de neutrinos, y los detectores sólo son sensibles a algunos tipos de neutrinos.

Ga

neutrinos

Ga


Sismología del Sol• Siendo una bola de gas, el Sol

también tiene terremotos (heliomotos). Esos movimientos se pueden observar midiendo velocidades muy precisas en las capas exteriores usando el efecto Doppler en las líneas espectrales. En este modelo, el gas que se aleja se ve rojo, y el que se acerca se ve celeste. Esta helio-sismología es muy importante porque nos permite testear los modelos de estructura interna del Sol, así como la sismología terrestre nos reveló la estructura interna de nuestro planeta.

• Sol αCen βHya


¿Por qué brilla el Sol?


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

– Si el Sol estuviera hecho de, por ej., 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. – 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.

– (Júpiter está tibio ya que está haciendo esto).

• Alternativa 3: Fusión termonuclear– ¿Qué pasa con material a 16.000.000 K y a 150 veces la densidad del agua?– Moléculas ni átomos normales sobreviven, sólo núcleos de H y He más electrones 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). Es una cadena de eventos como se ve en la figura. Parte de la materia se convierte en energía, por la ecuación de Einstein

E=mc2

Masa protón = 1,67·10-27 kg

Masa helio = 6,65·10-27 kg

Δm = mHe - 4·mp = - 0,004·mHe

Hay menos masa, ¡se transformó en energía!


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 muy corta, es inmediatamente

absorbido y reemitido (se dice que hay una profundidad óptica muy 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 un millón de años después.

• En comparación, un neutrino tarda sólo 2 seg. Si tuviéramos ojos sensibles a neutrinos veríamos el núcleo, porque éstos escapan del Sol sin interactuar.

• Conservación de energía: cada capa recibe y emite la misma cantidad de energía. Pero la superficie de la 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: luz de ampolleta.

Los distintos procesos de transporte de energía definen la estructura interna del Sol.


Atmósfera

Zona convectiva

Zona radiativa

Núcleo

El interior del Sol incluye una zona convectiva, arriba de una zona radiativa intermedia, y un núcleo central. La energía en forma de luz (fotones) es producida en el núcleo del Sol (r < 0.2Ro) por reacciones termonucleares. Ésta se transporta por radiación a través de la capa radiativa hasta r = 0.8Ro, y por convección en la zona convectiva (r > 0.8Ro), para finalmente escapar a través de la atmósfera solar en r = 1Ro.

Estructura Interna del Sol


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 Fotosfera • Región de donde vienen los fotones que vemos.

• La fotosfera tiene ≈ 1/1000 Ro 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.


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