Astro IV Flashcards
T1-7
Why mov. retrogrados?
Al completar su orbita en un periodo mas corto que el de otros planetas, la Tierra les adelanta, lo que produce un aparente movimiento retrogrado
Cuando es una estrella circumpolar?
Es una estrella que, desde una latitud φ, nunca se pone
Las estrellas son circumpolares si
δ > 90º − φ > 50º
Las estrellas nunca son visibles si
δ < φ - 90º < 50º
periodo sinódico
as opp. to?
El periodo sinódico es el tiempo que tarda un objeto en alinearse con la Tierra.
As opp. to periodo sideral = 1 year
Define luminosidad
unidad?
unidad de potencia [W]
emisión de energía por unidad de tiempo de un objeto celeste en todo o parte del espectro
define FLUJO
(potencia por unidad de área):
energía por unidad de tiempo y área
recibida desde un objeto celeste situado a una determinada distancia. [W/m2]
Formula M ito Sol
M = Mo - 2,5 log(L/Lo)
Densidades de flujo o flujo monocromático
(fν , fλ):
flujo de un objeto a cierta “d” y ν/λ determinadas
[W/m2/Hz o W/m2/m]
Ley del cuadrado de la distancia, F
F = L/4πd^2
Ocular
lente que se antepone al ojo y amplía la imagen que se forma en el plano focal
Criterio de Rayleigh
Disco de Airy: θ = 1,22 λ/D
2 imagenes se consideran resueltas si la distancia ang. entre ellas > radio del disco
Formula resolucion espacial de un telescopio
se consideran resueltas si….
θ(R) = 1,22 λ/D
Si la d angular entre 2 imagenes es > θ , se consideran resueltas
con D diametro disco
Los aumentos mejoran la resolucion?
No! mismo #de fotones
se pone borrosa al crecer m
Relación focal
Formula
F = f/D
con f dist. focal del objetivo y D su diametro
a menor F más luminoso el tel.
La iluminación en telescopio es proporcional a
α (F/f)^2 = 1/F^2
strange, no?]]
Define aberración cromática
tipo de distorsión óptica provocada por la imposibilidad de una lente de enfocar todos los colores en un único punto de convergencia
Define magnitud absoluta
la magnitud aparente que tendría un objeto a 10pc
Explain sistema UBV de Johnson
Y cada letra
Se obs. brillos no en todo el espectro sino en ciertas ventanas, en el caso de este sistema fotométrico:
U: magnitud en un filtro en el UV cercano centrado en 3650 A(mstrongs)
B: magnitud en un filtro en el rango azul centrado en 4400 A
V: magnitud en un filtro en el visible cercano centrado en 5500 A
define parsec
the distance at which the mean radius of the earth’s orbit subtends an angle of one second of arc.
una estrella dista un pársec si su paralaje es igual a 1 segundo de arco entre el Sol y la Tierra.
Ley de Wien
λmax T = 0,0029 [K m]
Indice de color
used for…
how to calculate it… (+e.g.)
es la dif. entre magnitudes de dos filtros
(se usa para det. color y calcular Tsup)
se calcula como la magnitud en el color de λ menor menos el color de λ mayor
p.e.
B - V = m(B) - m(V) = M(B) M (V)
Tipos espectrales L y T
Se añaden al OBAFGKM más tarde para clasificar enanas marrones
L is hotter
Flowchart to measure R
(see d7 but) si se tiene el paralelaje y m,
M ->
L ->
R
Si se tiene el espectro, se tiene T(ef), y solo faltaría L para obtener R con la misma fórmula
T4:
L ito Tef (sin unidades solares)
L = 4πR^2σTef^4
bc
L/4πR^2 = σTef^4
Enanas blancas son remanentes de muerte de una estrella _______
no muy masiva
Ciclo del gas en el MIS
(T5)
Remanentes SN y vientos estelares
Nubes HI
Nubes moleculares
Regines HII
Estrellas
Remanentes… &c.
% de estrellas en SP
90%
Diagrama H-R: SP
90% of stars
From hotter (bluer) to colder
0.1-10 Ro
Diagrama H-R: gigantes
Frias y brillantes en fases avanzadas
3k-6k (K)
10-100 Ro
Diagrama H-R: supergigantes
Calientes o frias muy brillantes
100-1k Ro
Diagrama H-R: enanas blancas
Remanentes del final de una star
Calientes o f. muy debiles
about 0,01 Ro
Formula lineal para L
L = 4πR^2σT(ef)^4
Diagrama H-R: what can we infer?
From L & T, we infer
L α size
T α color, size (except red giants & red dwarfs)
T or F: red giants are hot
F
T or F: white dwarfs are hot
T
Subclases Ia, Iab, Ib
Se añadieron a la clase I
Ia supergigantes muy luminosas
Iab supergigantes intermedias
Ib supergigantes poco luminosas
Hay más estrellas de M baja que alta?
Muchas mas.
Esta es la conocida funcion inicial de masas
Al subir en la SP, la luminosidad ____________ la masa
aumenta más deprisa que
un pequeño aumento de m lleva a un gran aumento de L
Zonas de transporte de energía en el Sol
Una zona radiativa (hasta 0,71 Ro)
y una envoltura convectiva
Actores en eq. hidrostático del Sol
En cada capa hay un balance entre la fuerza debida a la presión (gaseosa y de radiacion, en dir. opuestas) y el peso de la capa
Contenidos de una estrella (optional)
El interior de una estrella es una mezcla de
protones, electrones libres, núcleos, átomos
altamente ionizados y fotones, en movimiento
caótico con colisiones continuas (plasma)
El proceso de fusion en el Sol es muy
estable
Define heliosismología
es el estudio del interior del Sol por el análisis de las oscilaciones observadas en la superficie
se usa Doppler y nos aporta datos sobre la temperatura, la densidad,
la composición química, el tamaño de las zonas radiativa y convectiva…
Capas atmósfera solar
Da sus radios y T(K) aproximadas
[foto a cronos: transicion a corona (rey)]
Fotosfera: 8k-4.5k, hasta 500km
Cromosfera: 4.5k-20k, 1600km
Región de transición: 20k-10^6, 100km
Corona: (1-3).10^6, Δr>10^7km
why does T rise in the corona?
& in the chromosphere?
1) ondas magneto-hidrodinámicas y
reconexiones magnéticas
2) hay ondas de presión que dan lugar a ondas de choque
Wdyk about fotosfera?
[innermost, rad created/ poca ρ (but opaque)/ supergranulos/ oscurecimiento limbo]
Capa mas interna de atm. solar, desde donde se emite la radiación visible
poca ρ pero muy opaca (mucho H- p.e.)
hay (super)gránulos causados por corrientes de conveccion de plasma
se produce el
oscurecimiento del limbo: cerca del borde del disco solar se ven regiones menos profundas (las regiones más frías son más oscuras) que al observar el centro del disco
(las regiones más calientes son más brillantes)
Wdyk about cromosfera?
Capa mas externa con atomos altamente ionizados
Muy alta T produce emision rayos UV y X, pero con ρ muy baja (de ahi la baja L)
La alta T -> altas v. en los átomos -> parte del gas coronal escapa G. solar -> viento solar
La interacción con el B
terrestre produce las auroras
Presenta agujeros coronales (‘’corredores’’
para el viene solar)
T aumenta muchísimo debido a ondas magnetohidrodinámicas y reconexiones magnéticas
Wdyk about corona?
Capa delgada intermedia, menos densa que la fotosfera (x10^-4 menos)
Hay espículas, que son chorros de gas en ascensión a velocidades de
~20 km/s hasta miles de km de altura. Tienen una duración de unos
minutos y puede haber 300000 espículas a la vez. Generalmente están en los bordes de los supergránulos
What is oscurecimiento del limbo?
Where dis?
Fotosfera:
cerca del borde del disco solar se ven regiones menos profundas (las regiones más frías son más oscuras) que al observar el centro del disco (las regiones más calientes son más brillantes)
D. macha solar
Where
Partes
Regiones mas oscuras/ irregulares en la fotosfera
(Des)aparecen periodicamente
Umbra (center) &
Penumbra (hotter)
Como rota el Sol?
Rotacion diferencial (dif. partes = dif. v.)
Más rapido en el ecuador que los polos
Caracteristicas sol en calma/ activo
exam!
[sun eyacula on my fav tshirt, leaving mancha. the 2 lil astronauts pop out and explode/
en un dia ultrawindy, i try to pop HUGE pimple. out comes james bond and says soy un espia]
Activo: manchas solares, fulguraciones, prominencias y eyecciones coronales (debidos al B solar)
En calma: el resto. (Super)granulos, espiculas y viento solar
Los espectros de las manchas muestran líneas espectrales desdobladas
Why? & que implica eso?
Es debido
al efecto Zeeman (desdoblamiento de los niveles de energía dependiendo del número
cuántico l)
Indica un intenso campo magnético
Why manchas solares
Por el B solar
De las manchas emerge un intenso B que
suprime la convección en la mancha, impidiendo
que el plasma caliente de alrededor logre entrar (repelidas por F de Lorentz)
Las manchas suelen aparecer en parejas, con líneas de B conectándolas
Explica ciclo solar
Duracion
Modelo de la dinamo magnética: las líneas del campo están ancladas en el plasma. La
rotación diferencial hace que las líneas N-S se vayan enrollando y los movimientos
convectivos crean lazos en las líneas que emergen a la superficie, produciendo las
manchas con las polaridades observadas (primero a latitudes medias, después hacia el
ecuador). Al final, las manchas conductoras se anulan en el ecuador y las conducidas
ascienden a los polos cambiando la polaridad del Sol y reiniciándose el proceso
22 años
Sol:
Que es aun mas violento que las fulguraciones?
Las eyecciones de masa corona (CME)
Se expulsa al espacio mucho gas coronal
Probablemente asociadas a alteraciones a gran escala del B del Sol
Si la eyección está dirigida hacia la Tierra, unos 2-4 días después llega un intenso flujo de electrones y núcleos de alta energía
->
tormenta geomagnética
->
auroras, problemas en satélites y en equipos electrónicos
Unidades
d = 1/p
d = 1/[”] = [pc] (parsecs)
Condiciones fisicas necesarias para que una nube de gas de paso a formacion estelar?
La G debe superar a la P, lo cual ocurre cuando M supera la Mjeans
Una nube densa y fria es mejor
Diferentes trazas estelares en el diagrama HR
-Trazas evolutivas
Son lineas teoricas que trazan la evolucion temporal para estrellas de
diferentes masas (depende de la composicion quimica inicial)
-Isocromas.
Lineas teoricas que unen puntos de la misma edad para estrellas de diferentes
masas formadas en el mismo instante. Su comparacion con los diagramas color-magnitud
permite comprobar la teoria de la evolucion estelar
Etapas HR en orden para estrella como el Sol
SP RGB HB horizontal branch AGB NP nebulosa planetaria WD
Etapas HR en orden si M>8Mo
SP
RGB
SN
Por que se pueden usar las estrellas cefeidas y las RR Lyrae como indicadores de distancias?
Que diferencia hay entre ellas?
Porque su L es proporcional a su periodo pulsar.¡
Los periodos de las estrellas cefeidas varían entre 1 y 50 días mientras que las RR Lyrae tienen periodos menores a 1 día
Las estrellas cefeidas poseen luminosidades muy altas, lo que permite calcular grandes distancias (galaxias externas)
Mientras que las estrellas RR Lyrae son menos luminosas y permiten calcular distancias a cúmulos estelares.
Las cefeidas tienen masas intermedias (>2Mo) que están quemando el He en el núcleo o en sus capas
Mientras que las RR Lyrae son estrellas con masas < 0.8M. (estrellas más viejas y evolucionadas).
Find NP in HR diagram
What remains cte in a white dwarf?
center above SP
radius
A que procesos fısicos se deben los lımites inferior y superior para las masas de
las estrellas?
El lımite inferior es la masa necesaria para que se produzca la fusion de H.
En la contraccion de una protoestrella de menos de 0,08 Mo, la PRESION de degeneracion
detiene la contraccion del nucleo antes de la ignicion del H y resulta en una enana marron.
La existencia de un lımite superior se debe a la presion de radiacion que en las regiones
exteriores domina sobre la gravedad superficial, expulsando la envoltura, con lo que hay una
intensa perdida de masa.
El valor del lımite superior no se conoce con total precision, pero se estima en torno a 150 Mo
Supernova Ia
Tipo I = sin lineas de H
Son enanas blancas en sistemas binarios que reciben un aporte
extra de materia de su compa~nera superando el lımite de masa crıtico, Chandrasekhar
(1,4 Mb). La enana blanca colapsa y se provoca la fusion del Carbono de forma explosiva
y la combinacion con el Oxıgeno se convierte en Ni56 que decae en Co56 y este en Fe56.
Las supernovas de tipo Ia no dejan ningun residuo, y son la fuente principal de Fe del
Universo
Mecanismo de explosion supernova II
Llegada cierta T, se fotodesintegra el Fe
Se roba E al gas, el núcleo se contrae y aumenta T.
Esto provoca que haya más desintegraciones y en menos de 1 segundo, todo el núcleo se
fotodesintegra y colapsa en caída libre
Se emite enorme E, 99% ito neutrinos
Al desaparecer el núcleo, las capas exteriores caen sobre él, rebotan y se genera una
onda de presión que las expulsa
Sobrevive un nucleo residual (neutron * or black hole)
Elementos pesados creados en esta nucleosintesis explosiva (!)
Diferencia entre SNovas tipos I & II
procedencias
Las supernovas de tipo I no tienen lıneas de hidrogeno y las de tipo II sı, ya que se generan por el colapso de estrellas masivas con hidrogeno en sus envolturas.
Los mecanismos de explosion son distintos
Ademas, las
tipo I proceden de enanas blancas o estrellas masivas, mientras que las de tipo II solo se
producen en la muerte de estrellas masivas
Todas las estrellas de neutrones son pulsares?
Explain
Las estrellas de neutrones son cuerpos extremadamente densos y compactos compuestos únicamente por neutrones que giran a altas velocidades.
Se diferencian de los púlsares en que éstos emiten «pulsos» de radiación EM (debido al potente campo magnético que las rodea) en el espectro de los rayos X y γ, mainly.
Es decir, todos los púlsares son estrellas de neutrones, pero no al reves
Por su parte, los cuásares son cuerpos celestes que emiten enormes cantidades de radiación EM en todas las frecuencias, y se componen de un disco de gas y polvo girando alrededor de un centro, que se teoriza que podría ser un agujero negro
¿Qué dispara el mecanismo de explosión en una supernova de tipo la?
Las supernovas de tipo la son enanas blancas que han capturado masa de otra estrella por encima del límite de Chandrasekhar (M = 1, 4Mo), y esto provoca que la fuerza gravitacional supere a la de presión y la haga colapsar.
Debido a la presión, el C de su interior empieza a fusionarse lo que crea un frente de deflagración que aumenta tanto la T de la estrella que acaba expandiéndose violentamente.
Que principales reacciones nucleares se producen en una SN Ia?
Cual/ cuales son los principales elementos expulsados?
Fusion del C
Fe (fuente principal del U)
Las NP dan lugar a formación de planetas?
No
Solo enriquecen el MIS
Las *deNeutrones se convierten en agujeros negros?
No. En general son de 1,4Mo
Para convertirse necesitarian superar 2 o 3Mo
Entonces G ganaría a P
Why no H lines in type I SN?
Bc they lost their H coating (like WD)
Why R(WD)=cte
Los e- no pueden perder E, entonces P=cte -> R too
Solo se enfria lentamente
Lineas espectrales para cada subtipo SN I
I = sin lineas H
Ia = Si ionizado
Ib = con He, sin Si
Ic = sin He
Evidencia aguj. negro
- luz se curva
- precesion mercurio
- decaimiento de los pulsares binarios (ondas grav)
- redshift gravitacional
etc
radio de Scharzschild
R(Sch) = 2GM/c^2
agujero negro de Kerr si
la materia que colapsa esta rotando
