Presentacin de PowerPoint

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Departamento de Física Facultad de Ciencias
Exactas y Tecnología Universidad Nacional de
Tucumán
Seminario
Fundamentos Teóricos para la Determinación de
Parámetros Físicos y Estado de Evolución Estelar
María Fernanda Nieva
Director Dra. Magdalena Mechetti Director
Adjunto Dra. Olga I. Pintado
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Objetivo
Análisis de los fundamentos teóricos necesarios
para la realización del Trabajo Final
Determinación de Parámetros Físicos y Estado
de Evolución de Estrellas Tipo B, A y F .
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Seminario
Etapas de Evolución Estelar
Evolución Estelar
Diagrama HR
1. Fotometría
Efecto del Medio Interestelar y de la Atmósfera
Terrestre
Parámetros Físicos y Datos Fotométricos
Parámetros Físicos Estelares
3. Modelos de Atmósferas Estelares
Transporte de Energía en la Atmósfera
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(No Transcript)
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2. Introducción Estado de evolución
estelar Diagrama HR a partir de la
determinación de los parámetros físicos estelares
de temperatura efectiva y luminosidad, se puede
ubicar a las estrellas en el diagrama HR.
Etapas de Evolución Estelar
Medio Interestelar
Protoestrella
SECUENCIA PRINCIPAL
0.08 MsolltMlt0.26 Msol
0.26 Msol ltM lt 1.5 Msol
M gt 1.5 Msol
ETAPA GIGANTE
ETAPA GIGANTE
3 MsolltMlt 15 Msol
M gt15 Msol
ETAPA GIGANTE
ÚLTIMOS ESTADOS DE EVOLUCIÓN
ÚLTIMOS ESTADOS DE EVOLUCIÓN
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Diagrama HR
Supergigantes
Secuencia Principal
Gigantes
Sol
Enanas Blancas
O B A F G K
M Clase Espectral
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1. Fotometría
Información de las estrellas proviene de la
radiación electromagnética que ellas
emiten.
Fotometría tiene como fin la medición de
magnitudes físicas relacionadas con la energía
transportada por la radiación electromagnética.
Conceptos Fotométricos
La energía dEn contenida en el ángulo sólido dw,
por unidad de tiempo y con una frecuencia
comprendida en el intervalo n, ndn, es
In intensidad específica de la radiación que
atraviesa el elemento de superficie dA con un
ángulo q respecto a la normal y que subtiende un
ángulo sólido dw.
Intensidad Total
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Densidad de flujo monocromático Fn
Densidad de flujo total F
Luminosidad L
Magnitud Aparente m
(-) m pequeña corresponde a F grande
m-M 2.5 log F(r) / F(10) 5 log r -5
Magnitud Absoluta M
Magnitud Bolométrica Aparente mbol
Magnitud Bolométrica Absoluta Mbol
Mbol - Mbol sol- 2.5 log (L/Lsol)

cero para radiación de estrellas de tipo solar
BC m - mbo l M - Mbol
Corrección Bolométrica BC
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Sistemas Fotométricos
Compuestos por filtros de transmisión que
permiten medir la intensidad de la radiación en
distintos rangos de longitudes de onda.
Caracterizados por un perfil de transmisión y
una longitud de onda característica
Perfiles de filtros de transmisión para las
magnitudes UBVRI. Las curvas están normalizadas
a uno. (Karttunen et al., 1994).
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Sistemas fotométricos Johnson y Mitchell
(UBVRIJKL) y Strömgren (ubvyb). (Karttunen et
al., 1994).
El índice b corresponde a la línea Hb del
hidrógeno.
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Cálculo de la Luminosidad de una Estrella
m
Datos de la estrella
r
BC
L
Lsol
Datos del Sol
Mbol sol
2.5 log(L/Lsol) -5 5log r - m BC Mbol sol
Satélite Hipparcos
Fotometría
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Efectos del Medio Interestelar y la Atmósfera
Terrestre
a) Extinción absorción de la radiación
Depende de composición química, temperatura y
densidad del gas, y longitud de onda de radiación
incidente
Extinción dI -a I dr
En la Atmósfera Terrestre se consideran también
la humedad, turbulencia y polución debida a
gases, polvo y luces de las ciudades
Ventana en el visible
b) Enrojecimiento debido a procesos de dispersión
La dispersión de la radiación que incide en el
medio interestelar aumenta para longitudes de
onda cortas.
Enrojecimiento en el visible, la radiación se
dispersa más en el azul que en el rojo
Esto debe considerarse en mediciones de
magnitudes
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Parámetros Físicos Estelares y Datos Fotométricos
Temperatura Efectiva
Parámetros Físicos
Gravedad Superficial
Fundamentales en el cálculo de atmósferas
estelares
M y R en unidades solares
Índices de Color m (l corta) m (l larga)
Ejemplos B-V, u-b

• Índices de color dependen del espectro
  emergente de la estrella

Relación Índices de Color y Parámetros Físicos
Estelares

• Espectro emergente de la estrella puede
  calcularse por medio de modelos de atmósferas
  estelares, que dependen de parámetros físicos
  estelares

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Calibración de datos fotométricos calculados con
modelos de atmósferas estelares (Napiwotski et
al. (1993))
El índice b depende de logg
El índice u-b depende de Teff
Calibración del índice (u-b) usando la escala
empírica de temperaturas de Hayes (1978), donde
q 5040 K/ Teff. (Napiwotski et al., 1993).
Se ajustaron perfiles de la línea Hb calculados
por modelos a perfiles medidos. Las mediciones de
logg se hicieron con binarias eclipsantes.
(Napiwotski et al., 1993).
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Distancia y paralaje trigonométrica estelares
Satélite Hipparcos Misión Astrométrica Espacial
Hipparcos, Agencia Espacial Europea
(ESA) 1989-1993 Primera Misión en medir
posiciones y paralajes estelares
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2. Espectroscopía
Espectro emergente de una estrella

• superposición de
• espectro continuo
• espectro de líneas de absorción

Ionización (transiciones ligado-libre)
Espectro Continuo
Dispersión (transiciones libre-libre)
En el cálculo del espectro continuo interviene el
coeficiente de absorción continua total kn
dIn disminución de la radiación debida a
procesos de absorción y dispersión cuando ésta
pasa de una zona interna caliente a una
zona externa más fría de la atmósfera. In
intensidad de la radiación proveniente de capas
internas de la estrella r densidad del
medio dx camino recorrido en la atmósfera por la
radiación
kn es la suma de las contribuciones de
coeficientes de absorción continua de elementos
y moléculas que componen la atmósfera y de
la dispersión de electrones.
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Variación del Espectro Continuo con Teff y logg
Espectro Continuo dominado por la absorción del
H (constituyente
mayoritario en atmósferas de Secuencia Principal)
Visible Salto de Balmer ionización del H desde
el nivel n2 (l 3647 Å )
Variación del espectro continuo con la
temperatura efectiva. La gravedad superficial es
2.7x104 cm/s2. (Gray, 1976).
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Variación del espectro continuo con la gravedad
superficial para diferentes temperaturas
efectivas. (Gray, 1976).
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Variación del Salto de Balmer con Teff y logg
Variación de Teff la cantidad de H varía
Aumento de logg aumento de P y r del gas, la
radiación emergente es menor
Salto de Balmer en función de Teff para distintos
valores de logg. (Gray, 1976).
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Transiciones entre niveles de energía ligados
inferiores y niveles ligados superiores
Espectro de Líneas de Absorción
Existen procesos que producen desdoblamiento de
niveles energéticos y esto provoca cambios en la
forma de la línea espectral
En el cálculo del perfil de la línea espectral
interviene el coeficiente de absorción de línea
total a (análogo al caso del espectro continuo)

• Procesos más significativos que contribuyen a a
• Absorción atómica natural (P. Incerteza de
  Heisemberg)
• Presión del gas (Ef. Stark e interac. de Van der
  Waals)
• Temperatura del gas (Ef. Doppler)

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Variación de la Línea Hg del Hidrógeno con Teff y
logg
Ancho Equivalente
Variación de Teff la cantidad de H varía
Aumento de logg aumento de P y r del gas, la
radiación absorbida es mayor
Variación del ancho equivalente de Hg con la
temperatura efectiva para distintas gravedades
superficiales. (Gray, 1976).
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Variación con Teff
Variación con logg
Variación del perfil de la línea Hg con la
gravedad superficial para estrellas con
temperatura efectiva mayor a 7500K. (Gray, 1976).
Perfiles Hg y su dependencia con la temperatura
efectiva. En la parte superior las líneas son de
estrellas de mayor Teff que la correspondiente al
máximo ancho equivalente y en la parte inferior
Teff es menor. (Gray, 1976).
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Variación de la Línea Hg del Hidrógeno con la
Rotación Estelar
Efecto Doppler
Perfiles de una línea espectral de 100 mÅ de
ancho equivalente, considerando distintas
velocidades de rotación vseni (Gray, 1976).
Disco aparente de una estrella formado por
franjas verticales en el plano xy, cada una
caracterizada por una velocidad tangencial.
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Variación de la Línea Hg del Hidrógeno con la
Microturbulencia
Microturbulencia movimiento de material cuyo
tamaño es pequeño respecto al camino libre medio
de un fotón que atraviesa la región atmosférica.
Efecto Doppler

• Supuestos
• movimiento radial
• distribución de velocidades de Maxwell

Cambios del perfil de una línea espectral para
distintas velocidades de microturbulencia. (Gray,
1976).
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3. Modelos de Atmósferas Estelares
Atmósfera Estelar forma parte de las capas
exteriores de la estrella
La naruraleza de la Atmósfera Estelar determina
parámetros físicos estelares Teff, logg
Supuestos básicos de Modelos de Atmósferas de
Estrellas de Secuencia Principal
Geometría plano paralela
Homogeneidad
Equilibrio Hidrostático
Balance de Energía
Equilibrio Termodinámico Local
Efecto Blanketing
Transporte de energía Radiativo y Convectivo
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Calibración del flujo emergente de la estrella
Vega usando el modelo de atmósfera estelar de
Kurucz (1975)
Comparación de distribuciones de energía entre
valores medidos por Hayes y Latham (1975) de la
estrella estándar Vega, con un modelo de Kurucz
de Teff 9400 K y logg 4.0. (Mihalas, 1978).
El modelo de Kurucz ha sido mejorado sucesivamente
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Transferencia Radiativa en la Atmósfera Estelar
Base
Exterior
Absorción y Reemisión
El Observador no puede ver esta zona
La radiación original In (0) sufre una extinción
e-(tn) debido a tn, y la intensidad S(tn)
generada en un punto tn sufre una extinción
e-(tn-tn) antes de sumarse a la intensidad
proveniente del núcleo.
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Transporte Convectivo en la Atmósfera Estelar
Criterio de Schwarzschild (1958) para transporte
convectivo

• Supuestos
• Medio atmosférico en equilibrio radiativo
• El elemento en movimiento se mantiene en
  equilibrio mecánico y el proceso es adiabático
• Elemento y medio gases ideales

Mixing Length Theory (MLT) (Biermann, (1933,
1938), Öpik (1950), Vitense, (1953))

• Supuestos
• 1 elemento convectivo para una dirección radial
• Los elementos se disuelven a una distancia laH
  longitud de mezclado
• Elementos incompresibles

Fluídos viscosos
Modelo de Canuto y Mazzitelli (1991, 1992)
Fluídos poco viscosos

• Supuestos
• Gran cantidad de elementos de diferente tamaño
  para una dirección radial
• Longitud de mezclado l aH y z (libre de
  parámetros ajustables)
• Elementos compresibles

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Datos Sol