Download Ejemplos - Area de Astronomía

Dr. Lorenzo Olguín Ruiz
Área de Astronomía
Universidad de Sonora
Fotometría estándar
Cuando se observan estrellas estándar, se puede calibrar la
fotometría para llevarla a un sistema estándar.
Estrella problema
Estrellas estándares
(con magnitudes bien
definidas)
NOTA: usualmente las estrellas estándares se
observan de manera independiente
Fotometría diferencial
Generalmente se utiliza para estudios de variabilidad.
Estrella problema
Estrellas de referencia
(no variables).
Están en la misma imagen
que la estrella problema.
Se obtienen imágenes a lo largo del tiempo. Cuántas y por
cuánto tiempo, depende del tipo de variabilidad que estemos
buscando.
Medir cuentas y obtener V instrumental:
Vi = -2.5 log (N_cuentas) + C
Star V Filter Observa/ons 1 2 5 6 7 8 9 10 8.24 8.19 8.22 8.26 8.32 8.34 8.34 8.34 ST553 10.45 10.45 10.44 10.46 10.45 10.43 10.44 10.45 10.44 10.45 -­‐2.11 8.29 4 V423A Δ 8.33 3 -­‐2.12 -­‐2.15 -­‐2.22 -­‐2.26 -­‐2.21 -­‐2.18 -­‐2.13 -­‐2.10 -­‐2.11 ¡Las características de la curva de luz da información acerca del fenómeno!
Un paréntesis: estrellas variables
Estrellas Variables: diferentes tipos
Binarias tipo Algol
Algol
Magnitud
Sol
Tiempo [horas]
Binarias tipo β Lyrae
β Lyrae
Magnitud
Sol
Tiempo [días]
Binarias tipo W Ursa Majoris
W Ursae
Majoris
Magnitud
Sol
Tiempo [horas]
Cefeidas
Forma característica
¿
?
Cefeidas
Forma característica
Período
Periodo => Luminosidad => Mag. Abs. =>
DISTANCIA!!!
Credit:
NASA, HST W. Freedman (CIW), R. Kennicutt (UA), J. Mould (ANU)
Ejercicio
Un estrella cefeida tipo I con
magnitud aparente m=3.75, se le
determina un periodo de 8 días.
Estime la distancia a esta estrella.
-2.5
Use la relación período
luminosidad de la grafica
mostrada.
La ecuación para el módulo de
distancia: m-M = 5log D - 5
De aquí: D = 10^0.2 (m – M -5) y sustituyendo los valores m =
3.75 y M = −2.5 tenemos D = 177.8pc
Fotometría estándar de cúmulos abiertos
NGC 3590
ESO/G. Beccari - http://www.eso.org/public/images/eso1416a/
Los modelos de evolución estelar nos permiten calcular la
evolución de una estrellas en el diagrama HR o diagrama color
magnitud (DCM).
Se calculan modelos
para diferentes edades
de la estrella. Las
diferentes posiciones
por las que pasa una
estrellas en el diagrama
HR, definen una
trayectoria.
El camino que sigue la
estrella en su evolución,
se le llama trayectoria
evolutiva.
Salasnich et al. A&A, 2000, 361, 1023
La trayectoria evolutiva depende principalmente de la masa de la
estrellas (+ composición química+ rotación + etc)
Salasnich et al. A&A, 2000, 361, 1023
Teóricamente podemos
derivar la posición que
tendrían un grupo estrellas
que nacieron al mismo
tiempo en un diagrama HR
o diagrama color magnitud
(DCM).
La región que ocupan las
estrellas en el DCM a un
tiempo dado (es decir, a
una cierta edad), se le
conoce como isócrona.
10 millones de años
Las estrellas cambian sus
propiedades al aumentar su
edad =>
cambian su posicion en el
HR =>
cambia la forma de la
isocrona al aumentar la
edad de las estrellas.
~30 mil millones de años
Un grupo de estrellas que nacen simultáneamente:
Teoricamente podemos derivar la posición que tendrían las estrellas
En un diagrama color magnitud V vs (B-V): estrellas de 106 años
V
Z=0.019
B−V
Estrellas de 2 millones de años:
V
Z=0.019
B−V
Estrellas de 3 millones de años:
Estrellas de 10 millones de años:
Diagrama Color-Magnitud (CMD)
de un cúmulo real
NGC 6604
NGC 6604
NGC 6604
Comentarios finales:
La fotometría de estrellas nos permite estudiar las
propiedades del fenómeno e inferir lo que esta
sucediendo.
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