Los tres niveles de descripción (macroscópico, electromagnético, cuántico)
La intensidad específica y sus momentos
1.2 {4 horas} Conceptos básicos de la transferencia radiativa
En este parte del curso, se introduce los conceptos de TR que
son necesarios para los demás partes de procesos. Se deja la
parte restante de TR a atmósferas
Interacción de la radiación con la materia (emisión y absorción/dispersión)
Opacidad, emisividad, función fuente, profundidad óptica
Nada más definiciones. Por ejemplo, se da que la opacidad es
una densidad de absorbidores multiplicado por una sección
eficaz, pero no entran en detalle sobre el cálculo de secciones
eficazes.
Derivación de la ecuación de transporte a lo largo de un rayo y su solución formal
El equilibrio radiativo
Nada más definición
1.3 {2 horas} Aplicaciones sencillas de la transferencia radiativa
Pura absorción - extinción por polvo
Emisión ópticamente delgada
La aproximación de difusión
1.4 {6 horas} Equilibrio termodinámico local
Excitación de los niveles (distribución de Boltzmann)
Principio de correspondencia
Estado de ionización (ecuación de Saha)
Distribución de Maxwell-Boltzmann
Ecuación de estado del gas ideal
Gas de fotones, radiación de cuerpo negro
Definición de ETL y contraste con ET
Coeficientes de Einstein y relaciones de Einstein (y Einstein-Milne)
Ley de Kirchhoff
2 Atmósferas estelares
2.1 {3 horas} Introducción a las atmósferas estelares
Terminología básica
Las diferentes regiones de una atmósfera
El problema básico de la atmósfera: el acoplamiento entre la radiación y el gas
Observaciones fundamentales de atmósferas (colores, líneas)
Elementos de la astronomía observacional.
Espectroscopía, fotometría, medición de líneas, etc.
Clasificación espectral, diagrama de Hertzprung-Russell
Otros contextos para la transferencia radiativa
Nubes moleculares, discos de acreción, líneas de resonancia en
regiones HII y galaxias
2.2 {4 horas} La transferencia radiativa en geometría plana-paralela
La ecuación de transporte y su solución formal en geometría plana-paralela
Momentos de la ecuación de transporte y las ecuaciones de Schwarzschild-Milne
La conservación de flujo cómo consecuencia del equilibrio radiativo
La relación Eddington-Barbier
La atmósfera gris en la aproximación Eddington
Estructra de temperatura en ETL y ER
Oscurecimiento al limbo
2.3 {3 horas} Opacidades
Fuentes de opacidad atmosféricas
Solo lista, descripciones empíricas
Las variedades de opacidades promedias
2.4 {1 hora} Cómo calcular un modelo de una atmósfera
equilibrio hidrostático:
transporte radiativo, ETL, ER: ,
opacidad:
ecuación de estado:
2.5 {2 horas} Aplicaciones sencillas de atmósferas I
Dependencia del espectro en temperatura y presion
Dependencia de salto de Balmer
2.6 {4 horas} Intro a la formación de líneas
Perfiles observados, ancho equivalente
Teoría clásica de transferencia en líneas
Diferencia entre los límites Wien y Rayleigh-Jeans
Las curvas del crecimiento
Incorporación de líneas en modelos ETL
Efecto de líneas en modelos ETL
2.7 {2 horas} Aplicaciones sencillas de atmósferas II
Dependencia del espectro en temperatura y presion
Líneas de Balmer
Líneas representativas de metales
2.8 {4 horas} Atmósferas NLTE
Tazas de transiciones fuera de ETL
Reconsideración de la aproximación ETL
Criterios para recuperar equilibrio termodinámico
Límites de alta y baja densidad
Atmósferas de estrellas masivas
La cromósfera y corona
2.9 {7 horas} Vientos estelares
Parámetros empíricos y diagnósticos básicos
Tasa de pérdida de masa
Velocidad terminal
Ley de velocidad
Perfiles P Cisne
Diagnósticos de dM/dt y Vinf
Teoría básica de la aceleración de vientos
Hidrodinámica del viento isotérmico
Fuerzas adicionales ~r-2 y ~v dv/dr
Vientos impulsados por polvo
Vientos impulsados por líneas de resonancia
3 Estructura y evolución estelar
3.1 {4 horas} Conceptos básicos de interiores estelares
Equilibrio hidrostático
Ecuación de estado
gas perfecto
gas degenerado
Equilibrio virial
Calores específicas
Fuentes de energía estelares
Escalas de tiempo
dinámica (caída libre)
térmica
nuclear
mass-loss
Modos de transporte de energía
Ecuaciones de estructura estelar
3.2 {1 horas} Transporte de energía por la radiación
revisión de la aproximación de difusión
fuentes de opacidad importantes
Nada más breves descripciones
opacidades Rosseland como función de (pho, T)
3.3 {4 horas} Transporte de energía por la convección
gradiente de temperatura radiativa y adiabática
inestabilidad a la convección
la frecuencia Brunt-Väisälä
longitud de mezcla
convección en núcleos de estrellas masivas
convección en envolventes de estrellas frías
3.4 {6 horas} Reacciones nucleares
tasas de reacción
tuneleo cuántico
sección eficaz de colisión
pico de Gamow
resonancias
Leyes de conservación
Los ciclos de combustión termonucleares:
ciclo del hidrógeno (PP y CNO)
combustión del helio
combustión de elementos pesados
Weak reactions, emisión de neutrinos
3.5 {3 horas} Modelos sencillos de estructura estelar
Modelos homólogos
Polítropos
3.6 {3 horas} Teoría de la secuencia principal
Relación masa-luminosidad
Relación Teff-luminosidad
Estructura interna cómo función de masa
Evolución durante la secuencia principal
3.7 {2 horas} La etapa presecuencia principal
combustión de deuterio
línea de nacimiento
fase pre-secuencia principal
traza de Hayashi
traza de Henyey
estrellas T Tauri y Herbig Ae/Be
3.8 {6 horas} Evolución pos-secuencia principal
agotamiento de hidrógeno en el centro
estrellas de masa intermedia - inestabilidad de Schönberg-Chandrasekhar