Espectroscopia

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UNIVERSIDAD DISTRITAL FRANSISCO JOSE DE CALDAS
Proyecto curricular de licenciatura en física
LABORATORIO ESTRUCTURA ESTELAR ZAMS

MOTIVACION.

En el siguiente artículo se mostrara la utilidad del programa ZAMS por desarrollado por C.D Hansen y J.D Kawaller, este programa suministra un modelo para la edad de una estrella, y la secuencia principal.

RESUMEN.

Las estrellas tienen unafuente interna de energía. Pero, al igual que todo tipo de combustible, sus reservas son limitadas. A medida que consumen su suministro de energía las estrellas van cambiando y cuando se les acaba, mueren. El tiempo de vida de las estrellas, aunque muy largo comparado con las escalas de tiempo humanas, es, por lo tanto, finito.
A medida que envejecen sufren profundos cambios en su tamaño,colores y luminosidades, esto es consecuencia de la disminución de sus reservas. Las estrellas luchan continuamente contra la fuerza gravitatoria que lo que hace es intentar contraerla.

MARCO TEORICO:

El diagrama h-r

En el año 1911 el astrónomo danés E. Hertzsprung comparó la magnitud absoluta y la luminosidad de estrellas pertenecientes a varios cúmulos. Trazó la curva de variación de uno deestos parámetros en función del otro y observó que los puntos no estaban esparcidos al azar en el diagrama, sino que se distribuían a lo largo de una línea bien definida.
En 1913, el astrónomo norteamericano H. Russell llegó a la misma conclusión con datos de otras estrellas. Mostró empíricamente la existencia de una relación entre la luminosidad y temperatura estelares. El diagrama resultante sellama diagrama Hertzprung-Russell (H-R).
La posición de una estrella en el diagrama H-R depende de su estado de evolución, los astrónomos encuentran en el H-R la herramienta que les permite estimar la edad de una estrella.

El diagrama Herzprung-Russell. Cada estrella se representa según su magnitud absoluta, que mide su brillo intrínseco, y su tipo espectral, que refleja su color y sutemperatura. Esta última aumenta hacia la izquierda
Un diagrama H-R de las estrellas con distancias conocidas muestra que no están distribuidas al azar, sino que muchas (entre ellas el Sol) están agrupadas en una banda angosta sobre la diagonal, llamada secuencia principal. Otro grupo de estrellas, la rama de las gigantes, se extiende horizontalmente sobre la secuencia principal. Las estrellas conluminosidades mayores que las gigantes se llaman supergigantes, mientras las estrellas sobre la secuencia principal se llaman enanas.
Equilibrio hidrostático
dPdr=-ρGM(r)r2 (1)
La estrella no presenta oscilaciones y las funciones P, ρ y M(r) representan la presión, densidad y masa encerrada en una esfera de radio.
Continuidad de la masadM(r)dr=4πr2ρ (2)
No existen burbujas dentro de la estrella.
Conservación de la energía
dL(r)dr=4πr2ρϵ(r) (3)
Donde L(r) es la energía que emerge cada segundo desde la superficie de radio r y ϵ(r) es la potencia generada por gramo de materia debida a reacciones nucleares.
Transferencia de energía
Si el material se encuentra en equilibrio radiactivo, el gradiente detemperatura y la luminosidad se relacionan por medio de una aproximación de difusión en la transferencia radiactiva.
dtdr=34ackpT3L(r)4πr2 (4)
Donde T es la temperatura a un radio r y κ la opacidad del material. Es de notar que esta ecuación solo considera el transporte de energía debido a radiación y omite los efectos debidos a conducción y convección.
Estas cuatroecuaciones gobiernan la estructura estelar, la cual se resuelve cuando se especifican las funciones P(r), ρ(r), T(r), M(r) y L(r). La solución de estás cinco variables estructurales involucran el conocimiento de las tres funciones de estado termodinámico local:
P=pρ,T,XZ
K=kρ,T,XZ
∈=ϵρ,T,XZ
Donde {Xz} representa el conjunto de los parámetros de composición. La forma específica de estas funciones...
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