Astrofísica Flashcards
Definició estrella
Cos gasós que està lligada per la seva pròpia gravetat, el que li dona forma esfèrica per la simetria radial del camp, i radia energia subministrada per una font interna, l’energia nuclear alliberada per reaccions de fusió i l’energia potencial gravitatòria, que és transportada cap a l’atmosfera
Definició nanes marrons
Cossos gasosos que no arriben a la temperatura suficient per a fer reaccions nuclears de fusió, M<0.08Mo
Definició nanes vermelles
Estrella que crema el seu material nuclear fins que s’ha transformat tot l’hidrogen en heli, convertint-se en una nana blanca
Definició estrelles “solars”
Estrelles similars al Sol, que es transformen en gegants vermelles abans que les capes externes es transformin en nebuloses planetàries, mentre el nucli col·lapsa en una nana blanca
Definició estrelles massives
Col·lapsen de forma abrupta en arribar al pic del $Fe^{56}$, a partir del qual no poden fer més fusió, provocant una supernova o una explosió de raigs gamma que deixa com a remanent un forat negre o una estrella de neutrons, depenent de la massa inicial
Propietats observables d’estrelles
Massa, lluminositat, radi, temperatura efectiva i composició química
Determinació massa
Per sistemes binaris o per la gravetat superficial $g$ i $R$ (produeix efecte Stark observable a les línies espectrals)
Definició lluminositat
Energia total radiada per unitat de temps
Determinació lluminositat
Per la magnitud aparent i distància o l’espectre (classe de lluminositat)
Determinació radi
A partir de $L$ i $T_e$ o per interferometria en objectes propers
Definició temperatura efectiva
Temperatura d’un cos negre que té el mateix radi i mateixa lluminositat, $L = 4\pi R^2 \sigma T_e^4$ *Suposant que les estrelles són esfèriques, però poden arribar fins a un 50\% de diferència en els radis, quan roten a velocitat crítica
Determinació temperatura efectiva
Per l’espectre continu
Definició composició química
Fracció de massa d’hidrogen (X), d’heli (Y) i altres metalls (Z), $X+Y+Z=1$
Determinació composició química
Per les línies espectrals, tot i que s’ha de tenir en compte la temperatura, ja que, per exemple, les estrelles d’alta temperatura poden tenir el mateix contingut d’hidrogen però s’observen menys línies d’hidrogen ja que està ionitzat
Zona de procedència de la radiació
Fotoesfera (superfície estelar)
Descripció de l’equilibri en el plasma
Es fan servir la llei de Boltzmann, per l’equilibri entre estats amb la mateixa ionització (equació d’equilibri d’excitació), i la llei de Saha, per descriure estats d’ionització consecutius (equació d’equilibri d’ionització)
Localització d’estrelles en diagrama T-rho
Es troben a la zona de gas ideal, entre la zona de radiació (rho< i T>) i la zona de gas degenerat (rho> i T<), ja que és l’única on es poden donar reaccions termonuclears
Divisió d’estrelles en poblacions
A partir de la composició química, es distingeixen tres poblacions: I, II i III (hipotètica)
Població I
$0.5Z_\odot < Z < Z_\odot$, en braços espirals, el disc galàctic i cúmuls estelars joves, d’edat <10^9 anys
Població II
$0.01Z_\odot < Z < 0.1Z_\odot$, són estrelles a altes velocitats en l’halo galàctic i cúmuls globulars, d’edat \sim 10^{10} anys
Població III
$Z\sim 0$, serien les estrelles de les primeres generacions
Generació d’elements pesats
Són generats a les supernoves o en processos de nucleosíntesi pesada (processos r i s) en el col·lapse d’estrelles de neutrons
Càlcul de les masses en sistemes binaris
A partir dels semieixos majors i el període d’òrbita entre elles, es poden determinar les masses de les estrelles
Relació lluminositat-massa en la seqüència principal (MS)
\frac{L}{L_\odot} \propto \left(\frac{M}{M_\odot}\right)^\nu, amb \nu=3.5