Capítulo 7 Espectros Estelares Introducción a la Astronomía Julio Tello
Facultad de Ciencias- UNI, 2014- I
CONTENIDO
7a. Importancia de los Espectros Estelares
7b. Medidas de Espectros
7c. 7c. Clasiicaci!n Clasiicaci!n de "ar#ard "ar #ard $ %emperatura emperatura
7d. Clasiicaci!n Clasiicaci!n de &er'es $ (uminosidad (uminosidad
7e. Espectros )eculiares
7. El *ia+rama "-
7+. )ropiedades de las Estrellas a partir de las obser#aciones
7a. Importancia de los Espectros Estelares Estudiando la intensidad de las lneas de absorci!n Masas estelares, estelares, temperaturas temperaturas $ composicion composiciones es
(a orma de las lneas/ Inormaci!n sobre procesos atmosricos
7a. Importancia de los Espectros Estelares Espectro/ *istribuci!n de luo de ener+a en er+a en unci!n unc i!n de la recuencia. Espectros estelares/ Continuum lneas 3absorci!n +eneralmente, emisi!n al+unas #eces %odas las capas emiten $ absorben radiaci!n, el resultado neto/ menos ener+a en radiado en las lneas de absorci!n ab sorci!n
7a. Importancia de los Espectros Estelares
5beti#o/
*einir clases espectrales
elacionar esas clases con la %emperatura $ la (uminosidad
(os espectros son clasiicados sobre la base de la intensidad de las lneas espectrales.
7a. Importancia de los Espectros Estelares 6l+o de istoria 8
1999/ Ne:ton obser#! el espectro solar
1;14/ Fraunoer descubri! lneas oscuras en el espectro solar 3*, <, " , =. (neas de absorci!n son aora conocidas como lneas de Fraunoer
1;90/ =irco $ >unsen identiicaron las lneas espectrales como lneas de #arios elementos en un +as incandescente
7b. Medidas de Espectros
Mtodos para ormar espectro/ )risma o rendia
Es?uema de espectr!+rao/ - (u@ pasa por rendia estreca en oco del telescopio donde los ra$os salen paralelos. - (u@ pasa por el prisma $ se dispersa - Un se+undo lente enoca sobre un detector 3oto+raa en placas o ima+en CC*
7b. Medidas de Espectros
1. Espectr!+rao de )risma
*atos de prisma obeti#o/ - Espectros cientos o miles de espectros de baa dispersi!n obtenidos al mismo tiempo - Atiles para trabaos de bBs?ueda de ciertos obetos 3sur#e$s
*ispersi!n de )risma/ decenas de nm por mm
>rillantes lneas de emisi!n en el obeto central
7b. Medidas de Espectros
2 . Espectr!+rao de rendia
*etalles de un espectro depende de su dispersi!n/
Inter#alo de s por mm en la placa 3o por piel en CC*
*ispersi!n/ )risma/ decenas de nm por mm endia/ 1 D 0.01 nm mm
7b. Medidas de Espectros
Espectro de #arias estrellas.
Espectro / Estrella η )e+ 3parecida al ol
-
7b. Medidas de Espectros
)roceso de medida de un espectro estelar
a Foto+raa de espectro $ +raica intensidad #s λ
b e+i!n del espectro
cEspectro normali@ado
7b. Medidas de Espectros
Interpretaci!n de Espectros Estelares 3Cap. 11, >less, *isco#erin+ te Cosmos
Fot!sera/ +as cerca de la supericie estelar con mGs alta )resi!n Espectro Continuo →
Capa in#ersora/ re+iones mGs ras (neas de absorci!n →
(neas de absorci!n continuo a tra#s de la ot!sera
Comparado al radio estelar 310H 'm, la atm!sera es una del+ada capa 3102 'm
7b. Medidas de Espectros
Interpretaci!n de Espectros Estelares 3Cap. 11, >less, *isco#erin+ te Cosmos
(a capa atmosrica depende de condiciones sicas / temperatura $ densidad $ parGmetros at!micos 3probabilidad ?ue un ot!n en una λ sea absorbido.
Fotones escapan de las capas mGs eternas de la atm!sera →
I@?/ atmosera caliente e ioni@ada totalmente, los otonos son incapaces de escapar. *er/ Capa ra $ neutral, otones pueden escapar
7b. Medidas de Espectros
Interpretaci!n de Espectros Estelares 3Cap. 11, >less, *isco#erin+ te Cosmos
Intensidad de las caractersticas de un espectro depende de condiciones sicas del +as/ e puede deri#ar densidad, temperatura $ composici!n ?umica a partir de la apariencia del espectro.
7b. Medidas de Espectros
)eril de una lnea espectral 3ec H. =arttunen
(neaJ
Cada lnea tiene un anco natural caracterstico
ea γ el anco natural
El anco es el anco del peril de lnea a una proundidad donde la intensidad es la mitad del maimo 3FK"M
→
6nco
1
1
I ν+γ/ 2= π γ I 0= I ν 0 2
El anco e?ui#alente 3Kλ / 5tra orma de medir el anco del peril de lnea Lrea
Lrea del peril
7b. Medidas de Espectros
)eril de una lnea espectral 3ec H. =arttunen
6demGs de eectos cuGnticos eisten otros actores ?ue ensancan el peril de lnea 3broadenin+/ - Mo#imientos trmicos 3*oppler - )resi!n 3colisi!n debido a presencia de otras partculas
(nea s!lida/ anco natural
(nea punteada/ lnea mGs anca debido a ensancamiento *oppler
7b. Medidas de Espectros
)eril de una lnea espectral 3ec H. =arttunen
6demGs de eectos cuGnticos eisten otros actores ?ue ensancan el peril de lnea 3broadenin+/ - Mo#imientos trmicos 3*oppler - )resi!n 3colisi!n debido a presencia de otras partculas - otaci!n Estelar
6rriba/ Espectro de lneas de estrella sin rotaci!n. 6bao/ espectro de estrella en rotaci!n Corrimiento *oppler →
7c. Clasificación de ar!ard " Temperatura Es?uema de clasiicaci!n espectral ue desarrollado por el 5bser#atorio de "ar#ad a inicios del si+lo . El CatGlo+o "enr$ *raper ue publicado entre 1O1;-1O24 Contiene 22H000 estrellas. Con posteriores etensiones se obtu#o un total de HO000 estrellas clasiicadas
Clasiicaci!n basada en lneas espectrales sensibles a la temperatura/ - (neas de >almer de idr!+eno, de "elio Neutro - (neas de "ierro, el dobleto de Ca, la banda < debido a la molcula C", al+unos metales, la lnea de Ca neutral, $ lneas de %i5.
7c. Clasificación de ar!ard " Temperatura (os principales tipos son representados por letras ma$Bsculas
Inicialmente la clasiicaci!n espectral de "ar#ard ue ordenado en orden alabtico. *espus notaron ?ue deba ser ordenado se+Bn la temperatura. En orden decreciente de %emperatura la secuencia es/ C 5 - > -6 - F - < - = - M - ( D%
6dicionales son P para las no#as. ) para nebulosas planetarias $ K para estrellas tipo Kol -a$et
7c. Clasificación de ar!ard " Temperatura C 5 - > -6 - F - < - = - M - ( D% (a Clase C consiste de los tipos mGs tempranos $ N (as clases C $ representan ramas paralealas a < D M pero diieren en composici!n ?umica C Estrellas Carbonadas 3C5 Q1 <-M estrellas 5i+enadas 3C5 R1 Estrellas tipo 3C5 S1
7c. Clasificación de ar!ard " Temperatura C 5 - > -6 - F - < - = - M - ( D% (as clases ( $ % son mGs recientes representan a enanas marrones. (as clases son di#ididas en subclases de 0 8 O a #eces se utili@an decimales Eemplo/ %ipo > 0.H
Te+a 60
6ldebaran =H
7c. Clasificación de ar!ard " Temperatura C 5 - > -6 - F - < - = - M - ( D%
Espectro de estrellas con su tipo espectral $ clase de luminosidad.
7c. Clasificación de ar!ard " Temperatura Estrellas tipo 5/
Espectro de estrellas con su tipo espectral $ clase de luminosidad.
7c. Clasificación de ar!ard " Temperatura Estrellas tipo >/
7c. Clasificación de ar!ard " Temperatura Estrellas tipo 6/
7c. Clasificación de ar!ard " Temperatura Estrellas tipo F/
7c. Clasificación de ar!ard " Temperatura Estrellas tipo
7c. Clasificación de ar!ard " Temperatura Estrellas tipo =/
7c. Clasificación de ar!ard " Temperatura Estrellas tipo M/
7c. Clasificación de ar!ard " Temperatura Estrellas mu$ oas tipo C/
Estrellas tipo /
7d. Clasificación de #er$es " %uminosidad Clasiicaci!n de "ar#ard solo toma en cuenta temperatura del espectro.
(a intensidad/ masas estelares, temperaturas $ composiciones
(a orma de las lneas/ procesos atmosricos
7d. Clasificación de #er$es " %uminosidad Clasiicaci!n de "ar#ard solo toma en cuenta temperatura del espectro.
)ero 2 estrellas con la misma temperatura eecti#a pueden tener dierente luminosidad.
Es meor tomar en cuenta la (uminosidad para una clasiicaci!n mGs precisa.
Una clasiicaci!n en 2* ue reali@ada por Mor+an, =eenan $ =ellman del 5bser#atorio &er'es 3clasiicaci!n M==. Clasiicaci!n #isual de espectros de rendia con dispersion de 11.H nmmm
7d. Clasificación de #er$es " %uminosidad e distin+uen 9 clases de luminosidad/
Ia, uper+i+antes mGs luminosas
Ib, uper+i+antes menos luminosas
II,
III,
IT, ub+i+antes
T, Estrellas de e?uencia )rincipal 3enanas
7d. Clasificación de #er$es " %uminosidad (a clase de luminosidad se determina a partir de lneas espectrales ?ue dependen de la +ra#edad supericial estelar / M g =
R
2
(as masas de +i+antes $ enanas son apro similares pero los radios #aran +randemente +
EI +radiente de presi!n/
dP M ρ =−G 2 =− g ρ dr R
es menor para estrellas +i+antes
7d. Clasificación de #er$es " %uminosidad Consecuencias /
(neas de absorci!n mGs proundas $ estrecas en estrellas mGs luminosas 3"I en tipos >-F. Iones de metal ensancan lneas de absorci!n. Eecto mGs uerte con la densidad.
Eectos linea "γ/
"*22;H / %ipo 62 super+i+ante
6ur 6/ Estrella
7d. Clasificación de #er$es " %uminosidad Consecuencias /
(neas de absorci!n de elementos ioni@ados mGs intensas en estrellas mGs luminosas.
*ebido a la temperatura, las atmoseras mGs rias de las +i+antes permiten ormacion de CN5 Fuerte banda de absorcion en
7e. Espectros &eculiares
7e. Espectros &eculiares
7e. Espectros &eculiares
7e. Espectros &eculiares
7e. Espectros &eculiares
7f. El Dia'rama ()
7f. El Dia'rama ()
7f. El Dia'rama ()
7f. El Dia'rama ()
7f. El Dia'rama ()
Pu aprendemos de los dia+ramas "-J - C!mo las estrellas nacen, #i#en $ mueren - *etalles de cBmulos estelares Pu tan #ieo esJ 3estudiar la e#oluci!n estelar Pu tan leos estGJ )odemos obtener m - M
7'. &ropiedades de las Estrellas a partir de las obser!aciones
7'. &ropiedades de las Estrellas a partir de las obser!aciones
7'. &ropiedades de las Estrellas a partir de las obser!aciones