Astro III

Question 1

Como varıa el poder de resolucion angular con el diametro de su objetivo?

En relacion a lo anterior, que problema tienen los telescopios terrestres?

Answer 1

Seg´un la ley de Airy,θ = 1,22λ/D , la resoluci´on de un telescopio aumenta (es decir, θ disminuye) al aumentar el di´ametro D, pero la atm´osfera hace que exista un l´ımite. La turbulencia
atmosf´erica hace que la imagen (puntual) de una estrella se mueva de forma err´atica (seeing),
lo que limieta la resoluci´on de los telescopios terrestres al valor de este seeing.

Fuera de la
atm´osfera terrestre podemos considerar que la resoluci´on es el valor te´orico dado por la ley de
Airy.

La ´optica adaptativa tambi´en puede compensar los efectos atmosf´ericos para aumentar
la resoluci´on y hacer que sea m´as pr´oxima a la te´orica.

Question 2

De que maneras se puede aumentar la resolucion espacial de un telescopio o
sistema de telescopios?

Answer 2

4 formas: opt. adaptativa, res. teorica, interferometria y SPACE

Con optica adaptativa:
se utiliza una estrella como referencia para ver las deformaciones del frente de ondas y se modifican los espejos segun las observaciones para corregir esas imperfecciones

La resolucion teorica se mejora aumentando el diametro del telescopio o
disminuyendo la longitud de onda en la que observamos
θ = 1.22 λ/ D (disco de Airy)

Para un sistema de telescopios se puede emplear además la interferometría (especialmente para ondas de radio) que consiste en combinar señales captadas por varios telescopios de forma que den lugar a máximos de interferencia con lo que la imagen resultante sería equivalente de forma aproximada a la de un telescopio con un diámetro del tamaño de la distancia cubierta por las antenas

Satelite espacial = no seeing

Question 3

Diferencias entre optica activa y adaptativa

Answer 3

La óptica activa es una tecnología que permite mover los espejos segmentados de los grandes telescopios para mantener la forma adecuada del primario y la mejor colimación del resto de la optica. (Se reconfig. cada noche o asi)

La óptica adaptativa no solo tiene la posibilidad de deformar el espejo sino que puede hacerse en tiempo real. De esta forma se consigue eliminar el efecto que tiene la atmósfera sobre los telescopios (seeing) y mejorar de forma considerable el poder resolutivo.

Question 4

Ventajas e inconvenientes de la fotometria y de la espectroscopia

Answer 4

La fotometria es menos exigente en tiempo de observacion que la espectroscopia y permite
obtener informacion de los objetos observados en diferentes bandas fotometricas para posteriormente combinarlas. Una interpolacion de las diferentes bandas permite simular lo que veria el ojo humano.

Por otra parte, la espectroscopia es mas precisa ya que permite obtener los flujos de energia en intervalos de longitud de onda muy pequeño, lo que nos ofrece informacion sobre muchas propiedades f´ısicas de los objetos observados, como la composici´on qu´ımica o sus parametros dinamicos, obsevando el desplazamiento Doppler de las lineas.

Question 5

Comparacion entre telescopios refractores y reflectores

Answer 5

[refrac: mantenimiento bajo, sin luz parasita, objs. caros // reflec: sin aberr. crom., objetivo as big as u want, issues w colimacion & mantenimiento]

Los telescopios refractores son aquellos formados por lentes mientras que los reflectores son aquellos formados por espejos.

Los primeros tienen un mantenimiento bajo y debido a su estructura en tubo evitan la luz parasita en la imagen mientras que los segundos no tienen aberracion cromatica y su objetivo puede ser tan grande como se quiera

Telescopios refractores -> grandes objetivos muy pesados y caros.

Reflectores -> grandes problemas de mantenimiento y de colimacion

En vista de lo anterior, el telescopio mas recomendable es el reflector, pues presenta menos inconvenientes. La mayoria de telescopios actuales lo son

Question 6

Explica en que consiste el seeing

Answer 6

El seeing es el efecto que produce la turbulencia atmosf´erica, que hace que veamos movimientos erraticos de las estrellas, con lo que la imagen recogida por el telescopia deja de ser puntual

En los telescopios no terrestres esto no ocurre y la resolucion angular es la teorica (disco de Airy)

Question 7

Citar metodos de busqueda exoplanetas (6)

Cuales son los más exitosos?

Answer 7

Transitos

Velocidad radial

Imagen directa

Microlente gravitacional

Timing

[rem: MITT Venezuela]

Otros: astrometría

//
transitos y v. radial

Question 8

Que es la zona de habitabilidad de una estrella?

De que depende?

Answer 8

Es una corona esferica alrededor de una estrella en la cual es posible que un planeta tenga agua liquida

Depende de la luminosidad de la estrella, aunque la temperatura del planeta depende tambien de otros efectos como el albedo, la composicion de la atmosfera y la actividad geologica (efecto invernadero)

Question 9

Como cambia la localizacion de las manchas solares con la fase del ciclo?

Que ocurre con la polaridad magnetica de las manchas?

Answer 9

Primero se crean manchas cerca de los polos y
con el tiempo las conductoras van acerc´andose al ecuador.

A los 11 a~nos cambia la polaridad
y se repite lo mismo pero con la polaridad invertida en las manchas. Los pares de manchas
tienden a orientarse paralelos al ecuador.

Question 10

Una estrella cambia de brillo en un factor 100 con un periodo de 332 dias

Cual sera su magnitud aparente en el minimo si en el maximo su magnitud aparente
es 3.0?

Seria visible a simple vista en el minimo?

(optional)
Que tipo de estrella variable
puede ser?

Answer 10

Un cambio de brillo de 100 implica una variacion de 5 magnitudes (Pogson)

Si en el maximo su magnitud aparente es 3,
en el minimo su m será 8,
luego no sera visible a simple vista (m<6)

Es una estrella variable de largo periodo (LPV)

Question 11

¿Qué es el índice de color de una estrella?

Qué relación hay entre el índice de color y la temperatura efectiva?

Answer 11

El indice de color de una estrella permite la comparación de las intensidades (magnitudes) de una estrella tomadas en dos filtros diferentes (p.e. B-V. U-B, R-I, V-K, etc.)

Se estima λmax de la onda de emision y con la ley de Wien se determina la
temperatura efectiva en la superficie

A mayor indice de color, más roja (menor Tef) la estrella

Question 12

Binarias espectroscópicas, eclipsantes y atmosféricas:

son categorías excluyentes?

Answer 12

No excluyentes
Podemos tener binarias astrometricas y visuales

Los casos espectroscopico y eclipsante tb son posibles, pero requieren una inclinacion proxima a los 90º

Question 13

¿Se conserva el momento angular en la formación estelar? Es decir, es el mo mento angular original de la nube que colapsa igual al de la estrella final? Explica brevemente qué ocurre.

[contrast w apuntes, 2 versions here]

Answer 13

No. [Mayoría momento angular está en planetas, masa que cae en disco la ralentiza, se transfiere momento hacia afuera, accion de B (viento)]

En el Sistema Solar, aunque la mayor parte de la masa la aporta el Sol, la mayoría del momento angular lo llevan los planetas.

La causa principal de que el momento angular no se conserve es el rozamiento. En la contracción de la nebulosa se conserva el momento angular, de modo que la nube rota cada vez más rápido. Debido a la rotación, el gas que cae forma un disco protosolar.
Por la rotación kepleriana del disco de acreción, hay fricción entre regiones a diferentes distancias, de forma que el materia va perdiendo energía y cayendo hacia la protoestrella.
La masa de la estrella aumenta y se va frenando.

A su vez, el material externo se acelera, es decir, el momento angular se transfiere del interior al exterior.

La acción del intenso B generado por la protoestrella también es relevante para la transmisión de momento porque

1) las lineas de campo giran mas rapido que el disco, transfiriendole momento
2) el B genera un intenso viento protoestelar que pierde mom. ang.

Question 14

¿A qué se debe el color rojizo de las nebulosas de emisión?

Answer 14

estrellas jóvenes y calientes emiten radiación UV provoca la ionización del H de estas nubes cercanas.
Los átomos de H se recombinan (recapturan e-), hasta un equilibrio cuando el ritmo de ionización = de recombinación, (-10.000K).
Tras la recombinación, los e- caen en cascada hacia el estado fundamental > espectro de emision

La intensidad de la linea H explica el color rojizo de estas nebulosas.

Question 15

Qué condíciones físicas debe tener una nube de gas para que se produzca a partir de ella la formación estelar?

Answer 15

-G > F(P) which true if M > M(Jeans) which goes up w T and down w ρ, so a cool dense cloud = optimal

Para que la nube se contraiga es necesario que la gravedad supere a las fuerzas de presion,
lo que sucede si su masa es superior a la masa de Jeans. La masa de Jeans aumenta con la
temperatura y disminuye con la densidad de particulas, de forma que para que una nube se
contraiga es preferible que sea densa y fria

Question 16

Por qué las estrellas nacen en grupos?

Answer 16

Como la nube no tiene densidad uniforme, se da un proceso de fragmentación: diferentes trozos de la nube se contraen por separado. La fragmentacion se produce en pasos sucesivos, dando lugar a un grupo de estrellas con una tipica distribucion de masas

Question 17

What’s seeing?

Answer 17

Se trata del efecto distorsionador de la atmósfera sobre las imágenes de objetos astronómicos

El seeing está causado por las turbulencias atmosféricas que causan variaciones de ρ y deforman el camino óptico recorrido por los rayos de luz de objetos celestes

Ésto limita la resolución de los telescopios terrestres al valor del seeing, es decir, la resolución real es el disco de seeing y no la de su límite de difracción (θ)

Su efecto para los telescopios situados en órbita es nulo pues están por encima de la atmósfera

Question 18

Cual tiene mejor resolucion, D=10m o D=5m?

Answer 18

10m

Question 19

(Des)ventajas de telescopios espaciales vs. terrestres

Nombra dos que conozcas y su λ

Answer 19

Space Pros
[no seeing, all λ available]
Cons
[$$$, repairs]

Las ventajas que presentan los telescopios espaciales frente a los terrestres tenemos que no presentan extinción atmosférica, tienen todas las frecuencias accesibles (pues la atmósfera es opaca a algunas frecuencias) y no tienen problemas de turbulencias atmosféricas (por lo que no necesitan de óptica adaptativa)
[no seeing, all λ available]

Como desventajas tenemos que se tratan de misiones más caras, requieren de un mantenimiento y operaciones mayores, se encuentran en condiciones extremas y presentan una vida útil limitada
[$$$, repairs]

Hubble (HST): visible, UV e IR cercano

Gaia, Kepler: visible

Kepler visible

JWST: IR

Einstein: Rayos X

Fermi: rayos γ

WMAP: Microondas (fondo cósmico)

Question 20

(Des)ventajas de método velocidad radial para exoplanetas

Answer 20

[RE: muchas masas rolling downhill fast]

PROS (2)
Estima masa

Sistemas multiples allowed

CONS (4)
Solo límite inferior de la masa

Medidas de alta precisión (-> solo aplicable a estrellas cercanas)

Dificil para órbitas grandes

Sólo es aplicable a estrellas con masas menores a 1,4Mo

Question 21

Explica método microlentes gravitacionales para exoplanetas

Answer 21

El metodo consiste en observar las variaciones de intensidad del brillo (magnitudes) de
una estrella lejana

La luz de esta estrella es desviada por el campo gravitacional de otra + cerca

Si ademas un planeta orbita la estrella mas cercana, puede causar anomalias detectables
en la curva de magnificacion frente al tiempo

Question 22

(Des)ventajas de método de transitos para exoplanetas

Answer 22

Pros:

• smoler than Vrad possible (and smol tel.)
• sist. multiples also poss.
• radio

Cons:

• vers 90º
• T cortos (trans. frecuente)
• fu

[RE: trans have smol dicks tucked 90º inwards]

pros:
permite detectar planetas más pequeños que por ejemplo el método de v. radial. Permite detectar sistemas múltiples además de obtener parámetros de gran importancia como el radio del planeta. Además se puede hacer con telescopios pequeños

Question 23

Cómo podemos estudiar las atmósferas de los planetas extrasolares?

Answer 23

A partir del método de tránsitos

Durante el eclipse del planeta (planeta detrás de la estrella) se puede hacer espectroscopia de la emisión del planeta. Restando el espectro en el eclipse (estrella más planeta) del espectro de la estrella (solo estrella), se puede determinar la emisión térmica del planeta, una estimación de su temperatura y obtener un espectro del planeta de donde se deduce la composición química y condiciones de su atmósfera

Durante el tránsito (planeta delante de la estrella) del planeta se puede hacer espectroscopia de transmisión. Al atravesar la atmósfera del planeta, la luz de la estrella es afectada (absorbida en ciertas longitudes de onda, bloqueada o dispersada por nubes, etc.)

Question 24

Que son los Júpiters calientes?

¿Por qué este tipo de objetos son relativamente fáciles de detectar?

Answer 24

exoplanetas cuya masa está cerca o excede la de Júpiter y además orbitan cerca de su estrella (alrededor de 0.05 UA)

densidad baja (en comparación a jovianos) debido a altonivel de insolación
ez to detect bc las actuales técnicas lo favorecen esp. las 2+ exitosas
1) tránsitos y
2) vel rad

Estas técnicas necesitan órbitas pequeñas para detectar varios periodos orbitales y así confirmar, además de masas grandes para obtener mayor curva de velocidad radial (método de velocidad radial) o mayores diferencias de brillo en la estrella (método de tránsitos)

(*) Se cree que en todos ellos se ha producido una migración planetaria, ya que no debería haber masa suficiente tan cerca de la estrella para que se forme un planeta de ea masa

Cuanto más cerca esté el exoplaneta de la estrella y más grande sea, mayor variación habrá en el brillo de la estrella

Question 25

¿Por qué el ritmo al que se producen las reacciones nucleares en el Sol es muy estable?

Answer 25

Porque la temperatura del Sol no sufre casi variaciones (el ritmo de fusión es muy sensible a los cambios de temperatura)

El mecanismo de termostato presión temperatura en el núcleo del Sol sigue el siguiente ciclo: al disminuir la temperatura, disminuye el ritmo de fusión, con ello disminuye la presión y el núcleo se contrae aumentando así la temperatura = ritmo de fusión original

↓T ↓RF ↓P ↓r ↑RF ↑T

Si por el contrario aumenta la temperatura, entonces aumenta la presión y el núcleo se expande, entonces baja T = ritmo de fusión original

Question 26

Como varian las lineas de Balmer along la secuencia de tipos espectrales?

Citar dicha secuencia

Answer 26

Tipos espectrales: O, B, A, F, G, K, M

Las lineas de Balmer son las transiciones de los electrones en un átomo de hidrógeno neutro desde un nivel excitado n al nivel n=2. Dependiendo de la temperatura de la estrella encontraremos unas líneas de Balmer u otras en el espectro

Si la estrella es demasiado caliente (T » 10000 K), los átomos de hidrógeno estarán ionizados y no se producirán las transiciones
Si por el contrario, la temperatura de la estrella es T«10000 K, los electrones estarán en el nivel fundamental y tampoco se producirán las transiciones

Si la temperatura de la estrella está alrededor de T=10000 K, las energías de los fotones son ideales para mantener muchos electrones excitados, por lo que aumentará el número de transiciones y en particular hasta n=2, aumentando su visibilidad en el espectro

Question 27

Que es el módulo de distancias?

Demostrar su expresión

Answer 27

El módulo de distancias es una relación fundamental de la astrofisica derivada de la ley de Pogson que permite calcular la magnitud absoluta de un objeto luminoso (estrella, cúmulo, nebulosa o galaxia) conociendo su magnitud aparente y su distancia

La magnitud absoluta viene definida por la magnitud aparente que tiene una estrella a una distancia de 10 parsecs

DEM.
Ley de Pogson: m1-m2 = -2,5 log(b1/b2)

Brillo: b = L/ 4πd^2

• > b(10 pc)/b = (d/10)^2
• > m - M = 2,5 log(d/10)^2 = 5 log(d/10)

M - m = 5 - 5 log(d) [d=pc]

Question 28

Traza aproximadamente las lineas de igual radio estelar en un diagrama HR

Answer 28

las lineas isoradiales van en diagonal

desde arriba izq.
a abajo derecha

Question 29

Cual sera la magnitud aparente total de un cumulo de estrellas que podemos aproximar por 10^6 estrellas de magnitud aparente m*=20?

Cual seria su magnitud absoluta si estuviese situado a una distancia de 10 pc?

Answer 29

Asumamos que todas tienen b igual. Entonces el total es b(tot) = b = 10^6 b* (b* brillo de una sola estrella)

Pogson:
m1 - m2 = -2,5 log(b1/b2)
m - m* = -2,5 log(10^6)
m = -2,5 ⋅ 6 + 20 = -15 + 20 = 5

Modulo de distancias:
m - M = 5 log(d) - 5
M = 10 - 5 log10 = 5

(see d12 for prettier)

Question 30

Se obtiene el espectro de una estrella de tipo espectral M5 y se comprueba que no presenta líneas intensas de absorción de la serie de Balmer

Razonar si esto es lo que cabe esperar en este tipo de estrellas

Answer 30

Si la estrella es demasiado fría (T « 10,000K) los electrones estarán en el nivel funda mental n=1 y no se producirán las transiciones

Esto es lo que les ocurre a las estrellas de tipo M5 cuya temperatura es muy baja (T < 3500K), luego no se detectan las líneas de absorción de la serie de Balmer.

EXTRA:
La temperatura efectiva es el principal parámetro que determina la presencia e intensidad de las líneas y bandas del espectro

Question 31

Sabiendo que la Tef del Sol es de 5780 K y su L 3,83x10^26 W, determinar su radio

Answer 31

Se puede determinar el radio de una estrella a partir de su luminosidad y Tef

Flujo de energia emitida por una estrella:
F = L/ 4πR^2 = σTef^4

De la formula lineal para L se despeja el radio

Question 32

Un sistema estelar, compuesto por 3 estrellas de magnitudes aparentes 3.0, 4.1 y 5.2, se observa como una unica estrella no resuelta.

Es el brillo aparente combinado de este trio de estrellas superior al de un sistema
binario no resuelto formado por dos estrellas, cuyas magnitudes aparentes
individuales son ambas 3.5?

Answer 32

See d13, but steps were

1) Pogson to get m(tot) for trio
2) Pogson again for every pair combination in the trio (1/2, 1/3, 2/3) yields three ctes

3) Get brillo
b(i)/ b(j) = γ (3 diff. numbers)

b(tot) = bt = b1 + b2 + b3 = k b3

• > mt = m3 - 2,5 log(bt/b3)
• > mt = γ

4) Νοw with the binary system

m’1 - m’2 = …

• > b’1 = b’2
• > b’t = 2b’1 = 2b’2

Finally,
m’t - m’1 = -2,5 log(b’t/b’1)
-> m’t = 2,75

Mayor magnitud means less brillo, entonces el cumulo gana al sistema binario

Question 33

Una estrella de magnitud aparente m=5 presenta un paralaje trigonometrico de 0,013 segundos de arco. Calcular

a) su distancia a la Tierra,
b) su magnitud absoluta,
c) su luminosidad en unidades solares, y
d) si se ha determinado que el radio de esta estrella es 2.5 veces el radio solar, calcular su Tef

Answer 33

See d14

Question 34

A se debe el color rojizo de las nebulosas de emision?

Answer 34

LINEAS RECOMB bc REGION FORM *

A que son regiones de formacion estelar. Hay estrellas jovenes (O, B) y calientes que
emiten radiacion UV que ioniza el H de las nubes cercanas. Tras ello, los atomos de H se recombinan (vuelven a capturar los electrones) y los electrones caen en cascada al nivel fundamental produciendo una serie de Balmer en el rango optico

La densidad de la linea Hα de este espectro explica el color rojizo

Question 35

Condiciones fisicas necesarias para que una nube de gas de paso a formacion estelar?

Answer 35

La G debe superar a la P, lo cual ocurre cuando M supera la Mjeans

Una nube densa y fria es mejor

Question 36

Que mecanismo fisico provoca que el polvo interestelar emita radiacion detectable?

Que ventana del espectro EM es mas adecuada para observar dicha rad.?

Answer 36

[POLVO abs/ prod. rad. which = extincion/ enrojeci
young hot * heat dust too > IR em]

Por un lado el polvo interestelar absorbe y produce la difusión de la radiación visible que causa la extinción y enrojecimiento interestelar (la luz roja se difunde menos que la azul, la IR puede atravesar nubes de polvo)

Por otra, la radiación de las estrellas jóvenes (calientes) en el UV y el visible, calienta el polvo interestelar a temperaturas de 30 - 50 K lo que hace que emita radiación térmica en el infrarrojo (Wien)

Las nubes oscuras en el visible son brillantes en IR

Question 37

Qué es la función inicial de masa estelar?

¿Qué influencia tiene en el número de estrellas que podamos observar en la secuencia principal de un cúmulo joven?

Answer 37

La función inicial de masa estelar es una función empírica que describe la distribución inicial de masas para una población de estrellas. Segun ella, se forman muchas mas estrellas de masas bajas que altas

Las protoestrellas mas masivas evolucionan más rápidamente, mientras que las menos masivas tardarán mas en llegar a la SP

Por tanto, en un cumulo joven de estrellas, las estrellas menos masivas (la mayoria) aun no habran llegado a la SP mientras que las estrellas más masivas ya estaran ahi o saliendo de ella

Question 38

¿En qué consistió el Gran Debate de Shapley y Curtis?

Detallar dos argumentos de cada parte
y discutirlos según los conocimientos actuales sobre el asunto

(pending)

Answer 38

…

Question 39

Dar 3 tipos de galaxias que no entraron en la definición original de la secuencia de Hubble

Answer 39

Hubble solo pudo clasificar las galaxias grandes y numerosas. No entraron las galaxias enanas que conforman la mayoría del Universo

Galaxias elípticas compactas (CE):
con un brillo superficial muy alto en las regiones centrales pero tamaños muy pequeños, estructuralmente similares a las E

Galaxias elipticas enanas (DE):
con un bajo brillo superficial, baja luminosidad y estructuralmente diferentes a las E

Galaxias esferoidales enanas (dSph):
elipticas enanas extremas, muy difusas, con un brillo superficial muy bajo y baja luminosidad

EXTRA:

Galaxias enanas compactas azules (BCD):
dIrr extremas, ritmo muy alto de formación estelar con cúmulos muy jóvenes

Galaxias cD:
galaxias E gigantes, en los centros de cumulos de galaxias

Galaxias peculiares (Pec): 
galaxias con formas extrañas