Astronomia estel·lar Flashcards
Paral·laxi
Angle que s’obte per la posicio aparent d’una estrella quan la Terra esta a una unitat astronomica del Sol (150 milions de km)
Lluminositat
Potencia lluminica emesa a la superficie d’un cos celeste, que ve determinada per L = 4πR2σT4
Brillantor
Potencia lluminica mesurada a distancia d
Redshift
Desplaçament de l’espectre cap al vermell pel moviment relatiu de galàxies o l’expansió de l’Univers (z>0)
Continuitat de l’espectre d’emissió
Degut al Doppler broadening, l’aparició de noves línies amb els efectes de Stark i Zeeman o també de bandes espectrals moleculars
Radiació del cos negre
Radiacio termica (efectes de recombinació en àtoms gasos mòvils) emesa per un cos en equilibri termodinàmic
amb l’ambient, la intensitat de la qual nomes depen de la temperatura del cos negre
Llei de Planck
Modelització radiancia espectral (per freqüència) que soluciona la catàstrofe ultraviolada del cos negre
Angle sòlid
1 sr correspon a l’angle tal que la superfıcie d’esfera observada es igual al radi quadrat
Radiància
Flux llumınic Φ per unitat d’area normal, A⊥, per angle solid, Ω
Irradiància
Flux llumınic Φ per unitat d’area normal, A⊥.
Llei de Lambert
La superfıcie d’un cos negre es isotropa, es a dir, cada punt emet el mateix
nombre de fotons. Per tant, per un emisor lambertia, la brillantor es proporcional a la irradiancia sobre l’area
de la seccio mesurada
Llei de Stefan-Boltzmann
ΦT (T) = 2π5k4
15c2h3 T4 = σT4
Llei de desplaçament de Wien
λmax = k/T
Radiació de sincrotró
Emissio generada per particules carregades que es mouen circularment en un camp magnetic
Radiació Bremsstrahlung
Radiacio d’alentiment produida per desacceleracio d’una particula carregada degut al camp electric generat per una altra particula
Efecte Compton
Efecte quantic en el qual un foto es dispersa despres de col·lisionar amb un
electro
Emissió estimulada
Foto emes pel decaiment d’un electro excitat a l’estat fonamental
Sèrie de Balmer
Transicions que comencen o acaben al primer estat excitat
Sèrie de Lyman
Transicions que comencen o acaben al ground state
Amplitud equivalent
Amplitud d’espectre continu que caldria integrar
per obtenir l’energia equivalent a la de la linia (independent de distància i instrument)
Intensitat màxima
Rati entre el flux maximde la linia d’absorcio i el flux continu
Amplada a mitja alçada (FWHM)
Diferencia
dels dos valors de la variable independent (amplada) pels quals la variable dependent es igual a la meitat del
seu valor maxim
Bandes amples
Intervals de freqüències que es mesuren en observacio, per filtrar la llum
Efectes de l’atmosfera en observació
Absorció, dispersió, turbulència i emissió per àtoms i molècules
Astronomical seeing
Efecte de d’esenfocament (blurring) i moviment d’un objecte celeste
puntual degut a la turbulencia
Solució seeing
Fer averaging de moltes imatges o utilitzant artefactes de difraccio estelar, que tenen un disc luminic central, envoltat d’anells de difracco
Finestra atmosfèrica
Regions on l’altitud de mitja absorcio, alçada en l’atmosfera on s’ha
absorbit la meitat de la llum incident, es petita (per la llum infrarroja és especialment alta, mentre que per ràdio és baixa)
Magnitud aparent
Brillantor aparent en una banda x: m = −2.5log(Fx/F0)
Magnitud absoluta
(mòdul de distància μ =) m−M = 5log(d/10pc), corregeix el canvi per la distància d
Correcció bolomètrica
Factor que s’afegeix a la magnitud absoluta, per estimar la lluminositat per totes les longituds d’ona
Índex de color
Diferencia entre la quantitat de llum entre dos passos de banda (ex: bandpass
of U-B o B-V) (baix – calent)
Extinció galàctica
Perdues de radiacio per absorcio del pols estelar del
medi
Reddening
Com la llum blava s’atenua mes que la vermella, les longituds d’ona mes llargues son les que acaben arribant i causen un efecte d’enrogiment
Profunditat òptica
Quantitat de llum que es perd per dispersio o absorcio en el seu cami per
un medi
Coeficient d’extinció
K = κνρ(r), on κν es la opacitat a la freqüència ν i ρ = n ·m es la densitat massica del medi
Llei de Beer-Lambert
Iout = Iine^(−τν), on τν és la profunditat òptica a ν
Excés de color
Diferencia entre l’index de color observat i l’index intrinsec, E(B−V) = AB−AV = (B−V)−(B−V)0
Sistema de classificacio de Morgan-Keenan-Kellman (MKK)
Sistema de classes espectrals segons la temperatura efectiva, on es distingeix la lluminositat dins cada interval
Classes espectrals MKK
Oh Be A Fine Girl and Kiss Me, Love (ordre descendent de temperatura)
Classe espectral del Sol
G2 V
Classe de lluminositat MKK
I - supergegants, II i III - gegants, IV - subgegants, V - estrelles de seqüència principal, VI - subnanes, VII - nanes blanques
Diagrames de Hertzsprung-
Russel (HR)
Diagrama lluminositat-temperatura superficial o de color-magnitud, mostrant les classes d’estrelles
Seqüència principal
Estrelles que tenen com a font principal estable d’energia termonuclear la conversio d’hidrogen a heli, inclouen el 90%, que estan a la diagonal del diagrama HR
Metal·licitat
Mesura de la proporcio(Z) de materia que forma una estrella que son altres elements diferents al H (X) i He (Y)
Poblacions d’estrelles segons metal·licitat
En ordre decreixent, població I (inclou el Sol, de 0.08Mo fins a 150Mo), II i III (primera generació després del Big Bang, cicle CNO), i és ordre ascendent d’edat
Poblacions d’estrelles segons metal·licitat
de nou I > II > III
Ocultació o eclipsi
Fenòmen en sistemes binaris de cossos, amb els que es poden determinar les masses i els radis
Models d’estructura estel·lar
Es basen en lleis de conservació: massa, moment (en equilibri hidrostàtic) i energia (en equilibri termodinàmic local)
Modes de transport d’energia termica
Radiacio, conveccio i conduccio
Criteri de Schwarzchild
Una estrella és estable si té un interior no convectiu, ∇T = ∇T,rad < ∇T,ad., i és inestable si té un interior convectiu, ∇T,rad = ∇T,ad +Δ∇T , ∇T = ∇T,conv
Altres condicions d’estructura estel·lar
Condicions de contorn i condicions fotoesfèriques
Fotoesfera
Superfıcie de l’estrella per sobre de la qual mes de la meitat dels fotons s’escapen
de l’estrella
Conservació d’energia (equilibri hidrostàtic)
Pel teorema del virial, a mesura que el sistema radia, la seva energia potencial es torna mes negativa, i, en
conseqüència, l’energia cinetica augmenta (50%) i la resta es radia (tenen calor específica negativa)
Temps dinàmic
Temps caracteristic que trigaria un cos en col·lapsar per la seva propia força
gravitatoria
Temps tèrmic o de Kelvin-Helmoltz
Temps caracteristic que trigaria una estrella en radiar
tota la seva energia termica
Temps nuclear
Temps caracteristic que trigaria una estrella en radiar tota la seva energia
nuclear
Comparació de temps característics
τν ≫τKH ≫τdyn (majors per estrelles menys massives)
Superació de la barrera de Coulomb
S’ha de superar la barrera de potencial per sota d’una distància entre àtoms r, per tal que facin fusió, que s’aconsegueix per tunneling
Reaccions nuclears
Protó-protó I (més abundant a estrelles de MS) - 4H -> He, cicle de carboni-nitrogen-oxigen i procés triple-alpha - 3He -> C
Dependència de reaccions nuclears de temperatura
ppI - T^4, CNO - T^17, 3alpha - T^40
Reaccions del carboni
Donen lloc a Mg*, que decau en Mg, Ne, Na, O…
Transformacions en capa
Les transformacions H -> He es fan en les capes exteriors al nucli d’Heli inert, que col·lapsa sobre sí mateix fins que es dona la fusió
Límit de fusió del nucli
Arriba fins al Fe56, que té el màxim E/A (energia de lligament respecte nombre màssic)
Fotodesintegració
Trencament de nuclis massius perque son colpejats per fotons d’altes energies
Pèrdua d’energia per reaccions de fotons
Es perd energia en la producció de parelles electró-positro o neutrins a partir de fotons
Resum evolució estel·lar de seqüència principal
Núvol molecular gegant
Nuvol de gas i pols, que absorbeix llum ultraviolada
i emet radiacio infrarroja, mentre que deixa passar raigs cosmics (font de calor), de forma que es de les regions mes
fredes de l’Univers (nebuloses fosques); on es formen les estrelles als nuclis moleculars (# massives i poc massives relacionat)
Inestabilitat de Jeans
Si la pressio gaseosa no pot compensar la força gravitatoria, hi ha un col·lapse del núvol molecular que dona lloc a una estrella
Massa de Jeans
Massa mínima del núvol molecular per a que es doni la inestabilitat de Jeans
Protoestrella T-Tauri
Esfera formada en un nuvol mol·lecular que te una massa M∗ < 3M⊙, la font d’energia de la qual es l’energia potencial, a mes de trobar-se fora de l’equilibri hidrostatic, causant una variabilitat en l’emissio de raigs X i radio, vents poderosos i rotacio rapida
Discs protoplanetaris
Discs de pols que envolten una protoestrella T-Tauri, d’on sorgeixen els planetes
Massa inicial d’una estrella
Ve donada per la funció de Salpeter o funció inicial de massa
Nanes marrons
Cossos celestes de menys de 0.08Mo
Nanes vermelles
Estrelles de menys de 0.5Mo, com no fan fusió d’He col·lapsen en nanes blanques d’heli (tb es troben en sistemes binaris on una estrella captura tot l’H de les capes)
Transport d’energia segons massa
< 0.5Mo - convecció, < 1.5Mo - ppI amb nucli radiatiu i la resta és convectiu, > 1.5Mo - CNO amb nucli convectiu i la resta radiatiu
Matèria degenerada
Materia d’alta densitat que no es sensible als canvis de temperatura, pel fet que la compensa la pressio que sorgeix pel principi d’exclusio de Pauli
Flash d’Heli
Límit de temperatura pel procés 3alpha, que causa que la materia degenerada torni al comportament de gas ideal, disminuint el seu radi, ja que la pressio termica torna a predominar
Branques d’evolució estel·lar
RGBl fins el flash d’Heli (augmenta lluminositat i radi), branca horitzontal (HB, gegants) i branca asimptòtica gegant (AGB, supergegants)
Estrelles variables
Estrelles que canvien la seva brillantor
Tipus d’estrelles variables
delta-cefeides, poden mesurar distàncies galàctiques, i RR Lyraes, de menor període i brillantor
Nebulosa planetaria
Capes externes d’una estrella AGB que es perden pel flashos d’Heli, al centre de la qual es troba una nana blanca
Nana blanca
Nucli estel·lar remanent que no pot fer gairebe mes reaccions termonuclears,
format per C i O, de radi menor per massa major
Estrelles de neutrons
Estrella formada unicament per neutrons que origina del nucli de Ferro degenerat, que sorgeix despres de donar lloc a una supernova
Flux de neutrins
En neutronitzar-se l’estrella, genera un flux de neutrins (energia eq. a 10% de massa)
Nova
Augment de la brillantor d’una estrella pel fet que son nanes blanques en sistemes
binaris que reben hidrogen de les capes externes de l’altra estrella
Supernoves de col·lapse del cor (SNII)
Trencament d’una estrella per la pressio de l’ona de
shock cap enfora, despres del seu col·lapse fins al nucli de neutrons degenerats que rebota enfora. És a estrelles molt més massives i son supernoves més energètiques pels neutrins
Límit de Chandrasekhar
Límit de massa sota el qual una estrella es converteix en una nana blanca
Límit de Tolman-Oppenheimer-Volkoff
Límit de massa sota el qual una estrella es converteix en una estrella de neutrons i per sobra en un forat negre
Supernoves termonuclears (SNIa)
Trencament d’una nana blanca per la reaccio termonuclear amb l’hidrogen provinent d’una estrella massiva (gegant vermella) en un sistema binari, en superar el límit de Chandrasekhar (1.4Mo)
Processos de captura de neutrons
Poden generar Fe en supernoves, per procés ràpid (r-process), o en les últimes etapes de vida d’estrelles de 1-10 Mo, per procés lent (s-process)
Magnetar
Estrella de neutrons amb un camp magnètic elevat (es conserva el flux i el moment angular)
Púlsar
Estrella de neutrons que no té alineat l’eix de rotació amb l’eix magnètic, generant pulsos de raigs electromagnètics (efecte far)
Forat negre
Regio de l’espai-temps que no es pot comunicar amb l’Univers exterior
Radi de Schwarzschild
El radi necessari per a que un cos de massa M sigui un forat negre
Singularitat
Punt que correspon al centre del forat negre, amb curvatura infinita
Espaguetització
Estirament d’un cos no puntual en apropar-se a un forat negre
Redshift gravitacional
Desplaçament cap al vermell de tota la llum que s’apropa a un forat negre, fent que la longitud d’ona tendeixi cap a infinit
Disc d’acreixement
Disc gas i pols que rota al voltant d’un forat negre, produint raigs electromagnètics i jets de matèria relativistes
Radiació de Hawking
Radiacio provocada per l’efecte de fluctuacions quantiques d’on emergeixen
parells de particules virtuals, amb temperatura inversament proporcional a la massa
Tipus de forats negres
Estel·lars, primordials (després del Big Bang) i supermassius
Magnitud aparent màxima a ull nu
m=6 (part superior de MS i gegants), i la límit d’un telescopi serà aquella tal que l’aparent sigui 6
Atmosfera estel·lar
Gas fred que envolta una estrella i absorbeix algunes longituds d’ona de l’espectre emès, de forma que no és completament continu
Línies moleculars segons la classe espectral
Les classes de temperatures més baixes tenen línies moleculars, ja que a temperatures grans es desfan
Ordenació de la classe de lluminositat MKK
Els nombres I-VII estan ordenats per pressió i gravetat creixent, i radi decreixent. La pressió afecta al broadening de les línies, ja que un major moviment dels àtoms provoca més Doppler broadening, així com més interaccions elèctriques (efecte Stark) i magnètiques (efecte Zeeman)
Camí de Hayashi
Camí d’evolució que se segueix des del naixament de les estrelles (convectives, a baixes temperatures i radis molt grans), baixant de magnitud i radi fins ser radiatives i finalment entrar a la seqüència principal quan comencen les reaccions termonuclears. La durada depèn de la massa
Estrella runaway
Estrella empesa a velocitats supersòniques per l’explosió d’una supernova
Temperatura centre del Sol
13000000 K
Cúmul amb la MS més llarga
Els oberts de menor edat que els globulars
Línia H-alpha
Transició de l’hidrogen de n=3 a n=2, que serveix per centrar filtres d’observació de la cromoesfera solar (a 650nm aprox)
Llei de període-lluminositat de les cefeides
Relació entre la magnitud absoluta i el període de pulsació
Equilibri protoestrella
Cal que bona part del gas en la part central estigui ionitzat
Impediment del col·lapse de les nanes blanques
Pressió de la degeneració d’electrons
Comparació cadena pp i cicle CNO
Les cadenes pp tenen temperatura llindar de 10^7 K i es donen per estrelles entre 0.08Mo i 1.5Mo, mentre que els cicles CNO tenen 2*10^7 K i > 1.5Mo, i les dues son reaccions de fusió del H i en estrelles MS
Masses dels objectes després de la mort estel·lar
Nanes blanques: 0.1Mo - 1.4Mo, estrelles de neutrons: 1.3Mo - 2.1Mo, forats negres: 10Mo - 20Mo
Tipus de noves
Ordinàries, recurrents i nanes
