Brainscape's Knowledge GenomeTM

Browse over 1 million classes created by top students, professors, publishers, and experts.


See full index

Física Carla > Astronomia estel·lar > Flashcards

Astronomia estel·lar Flashcards

1
Q

Paral·laxi

A

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)

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
2
Q

Lluminositat

A

Potencia lluminica emesa a la superficie d’un cos celeste, que ve determinada per L = 4πR2σT4

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
3
Q

Brillantor

A

Potencia lluminica mesurada a distancia d

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
4
Q

Redshift

A

Desplaçament de l’espectre cap al vermell pel moviment relatiu de galàxies o l’expansió de l’Univers (z>0)

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
5
Q

Continuitat de l’espectre d’emissió

A

Degut al Doppler broadening, l’aparició de noves línies amb els efectes de Stark i Zeeman o també de bandes espectrals moleculars

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
6
Q

Radiació del cos negre

A

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

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
7
Q

Llei de Planck

A

Modelització radiancia espectral (per freqüència) que soluciona la catàstrofe ultraviolada del cos negre

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
8
Q

Angle sòlid

A

1 sr correspon a l’angle tal que la superfıcie d’esfera observada es igual al radi quadrat

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
9
Q

Radiància

A

Flux llumınic Φ per unitat d’area normal, A⊥, per angle solid, Ω

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
10
Q

Irradiància

A

Flux llumınic Φ per unitat d’area normal, A⊥.

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
11
Q

Llei de Lambert

A

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

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
12
Q

Llei de Stefan-Boltzmann

A

ΦT (T) = 2π5k4
15c2h3 T4 = σT4

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
13
Q

Llei de desplaçament de Wien

A

λmax = k/T

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
14
Q

Radiació de sincrotró

A

Emissio generada per particules carregades que es mouen circularment en un camp magnetic

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
15
Q

Radiació Bremsstrahlung

A

Radiacio d’alentiment produida per desacceleracio d’una particula carregada degut al camp electric generat per una altra particula

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
16
Q

Efecte Compton

A

Efecte quantic en el qual un foto es dispersa despres de col·lisionar amb un
electro

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
17
Q

Emissió estimulada

A

Foto emes pel decaiment d’un electro excitat a l’estat fonamental

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
18
Q

Sèrie de Balmer

A

Transicions que comencen o acaben al primer estat excitat

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
19
Q

Sèrie de Lyman

A

Transicions que comencen o acaben al ground state

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
20
Q

Amplitud equivalent

A

Amplitud d’espectre continu que caldria integrar
per obtenir l’energia equivalent a la de la linia (independent de distància i instrument)

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
21
Q

Intensitat màxima

A

Rati entre el flux maximde la linia d’absorcio i el flux continu

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
22
Q

Amplada a mitja alçada (FWHM)

A

Diferencia
dels dos valors de la variable independent (amplada) pels quals la variable dependent es igual a la meitat del
seu valor maxim

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
23
Q

Bandes amples

A

Intervals de freqüències que es mesuren en observacio, per filtrar la llum

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
24
Q

Efectes de l’atmosfera en observació

A

Absorció, dispersió, turbulència i emissió per àtoms i molècules

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
25
Q

Astronomical seeing

A

Efecte de d’esenfocament (blurring) i moviment d’un objecte celeste
puntual degut a la turbulencia

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
26
Q

Solució seeing

A

Fer averaging de moltes imatges o utilitzant artefactes de difraccio estelar, que tenen un disc luminic central, envoltat d’anells de difracco

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
27
Q

Finestra atmosfèrica

A

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)

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
28
Q

Magnitud aparent

A

Brillantor aparent en una banda x: m = −2.5log(Fx/F0)

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
29
Q

Magnitud absoluta

A

(mòdul de distància μ =) m−M = 5log(d/10pc), corregeix el canvi per la distància d

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
30
Q

Correcció bolomètrica

A

Factor que s’afegeix a la magnitud absoluta, per estimar la lluminositat per totes les longituds d’ona

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
31
Q

Índex de color

A

Diferencia entre la quantitat de llum entre dos passos de banda (ex: bandpass
of U-B o B-V) (baix – calent)

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
32
Q

Extinció galàctica

A

Perdues de radiacio per absorcio del pols estelar del
medi

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
33
Q

Reddening

A

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

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
34
Q

Profunditat òptica

A

Quantitat de llum que es perd per dispersio o absorcio en el seu cami per
un medi

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
35
Q

Coeficient d’extinció

A

K = κνρ(r), on κν es la opacitat a la freqüència ν i ρ = n ·m es la densitat massica del medi

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
36
Q

Llei de Beer-Lambert

A

Iout = Iine^(−τν), on τν és la profunditat òptica a ν

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
37
Q

Excés de color

A

Diferencia entre l’index de color observat i l’index intrinsec, E(B−V) = AB−AV = (B−V)−(B−V)0

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
38
Q

Sistema de classificacio de Morgan-Keenan-Kellman (MKK)

A

Sistema de classes espectrals segons la temperatura efectiva, on es distingeix la lluminositat dins cada interval

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
39
Q

Classes espectrals MKK

A

Oh Be A Fine Girl and Kiss Me, Love (ordre descendent de temperatura)

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
40
Q

Classe espectral del Sol

A

G2 V

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
41
Q

Classe de lluminositat MKK

A

I - supergegants, II i III - gegants, IV - subgegants, V - estrelles de seqüència principal, VI - subnanes, VII - nanes blanques

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
42
Q

Diagrames de Hertzsprung-
Russel (HR)

A

Diagrama lluminositat-temperatura superficial o de color-magnitud, mostrant les classes d’estrelles

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
43
Q

Seqüència principal

A

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

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
44
Q

Metal·licitat

A

Mesura de la proporcio(Z) de materia que forma una estrella que son altres elements diferents al H (X) i He (Y)

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
45
Q

Poblacions d’estrelles segons metal·licitat

A

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

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
45
Q

Poblacions d’estrelles segons metal·licitat

A

de nou I > II > III

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
46
Q

Ocultació o eclipsi

A

Fenòmen en sistemes binaris de cossos, amb els que es poden determinar les masses i els radis

47
Q

Models d’estructura estel·lar

A

Es basen en lleis de conservació: massa, moment (en equilibri hidrostàtic) i energia (en equilibri termodinàmic local)

48
Q

Modes de transport d’energia termica

A

Radiacio, conveccio i conduccio

49
Q

Criteri de Schwarzchild

A

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

50
Q

Altres condicions d’estructura estel·lar

A

Condicions de contorn i condicions fotoesfèriques

51
Q

Fotoesfera

A

Superfıcie de l’estrella per sobre de la qual mes de la meitat dels fotons s’escapen
de l’estrella

52
Q

Conservació d’energia (equilibri hidrostàtic)

A

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)

53
Q

Temps dinàmic

A

Temps caracteristic que trigaria un cos en col·lapsar per la seva propia força
gravitatoria

54
Q

Temps tèrmic o de Kelvin-Helmoltz

A

Temps caracteristic que trigaria una estrella en radiar
tota la seva energia termica

55
Q

Temps nuclear

A

Temps caracteristic que trigaria una estrella en radiar tota la seva energia
nuclear

56
Q

Comparació de temps característics

A

τν ≫τKH ≫τdyn (majors per estrelles menys massives)

57
Q

Superació de la barrera de Coulomb

A

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

58
Q

Reaccions nuclears

A

Protó-protó I (més abundant a estrelles de MS) - 4H -> He, cicle de carboni-nitrogen-oxigen i procés triple-alpha - 3He -> C

59
Q

Dependència de reaccions nuclears de temperatura

A

ppI - T^4, CNO - T^17, 3alpha - T^40

60
Q

Reaccions del carboni

A

Donen lloc a Mg*, que decau en Mg, Ne, Na, O…

61
Q

Transformacions en capa

A

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

62
Q

Límit de fusió del nucli

A

Arriba fins al Fe56, que té el màxim E/A (energia de lligament respecte nombre màssic)

63
Q

Fotodesintegració

A

Trencament de nuclis massius perque son colpejats per fotons d’altes energies

64
Q

Pèrdua d’energia per reaccions de fotons

A

Es perd energia en la producció de parelles electró-positro o neutrins a partir de fotons

65
Q

Resum evolució estel·lar de seqüència principal

A
66
Q

Núvol molecular gegant

A

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)

67
Q

Inestabilitat de Jeans

A

Si la pressio gaseosa no pot compensar la força gravitatoria, hi ha un col·lapse del núvol molecular que dona lloc a una estrella

68
Q

Massa de Jeans

A

Massa mínima del núvol molecular per a que es doni la inestabilitat de Jeans

69
Q

Protoestrella T-Tauri

A

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

70
Q

Discs protoplanetaris

A

Discs de pols que envolten una protoestrella T-Tauri, d’on sorgeixen els planetes

71
Q

Massa inicial d’una estrella

A

Ve donada per la funció de Salpeter o funció inicial de massa

72
Q

Nanes marrons

A

Cossos celestes de menys de 0.08Mo

73
Q

Nanes vermelles

A

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)

74
Q

Transport d’energia segons massa

A

< 0.5Mo - convecció, < 1.5Mo - ppI amb nucli radiatiu i la resta és convectiu, > 1.5Mo - CNO amb nucli convectiu i la resta radiatiu

75
Q

Matèria degenerada

A

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

76
Q

Flash d’Heli

A

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

77
Q

Branques d’evolució estel·lar

A

RGBl fins el flash d’Heli (augmenta lluminositat i radi), branca horitzontal (HB, gegants) i branca asimptòtica gegant (AGB, supergegants)

78
Q

Estrelles variables

A

Estrelles que canvien la seva brillantor

79
Q

Tipus d’estrelles variables

A

delta-cefeides, poden mesurar distàncies galàctiques, i RR Lyraes, de menor període i brillantor

80
Q

Nebulosa planetaria

A

Capes externes d’una estrella AGB que es perden pel flashos d’Heli, al centre de la qual es troba una nana blanca

81
Q

Nana blanca

A

Nucli estel·lar remanent que no pot fer gairebe mes reaccions termonuclears,
format per C i O, de radi menor per massa major

82
Q

Estrelles de neutrons

A

Estrella formada unicament per neutrons que origina del nucli de Ferro degenerat, que sorgeix despres de donar lloc a una supernova

83
Q

Flux de neutrins

A

En neutronitzar-se l’estrella, genera un flux de neutrins (energia eq. a 10% de massa)

84
Q

Nova

A

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

85
Q

Supernoves de col·lapse del cor (SNII)

A

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

86
Q

Límit de Chandrasekhar

A

Límit de massa sota el qual una estrella es converteix en una nana blanca

87
Q

Límit de Tolman-Oppenheimer-Volkoff

A

Límit de massa sota el qual una estrella es converteix en una estrella de neutrons i per sobra en un forat negre

88
Q

Supernoves termonuclears (SNIa)

A

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)

89
Q

Processos de captura de neutrons

A

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)

90
Q

Magnetar

A

Estrella de neutrons amb un camp magnètic elevat (es conserva el flux i el moment angular)

91
Q

Púlsar

A

Estrella de neutrons que no té alineat l’eix de rotació amb l’eix magnètic, generant pulsos de raigs electromagnètics (efecte far)

92
Q

Forat negre

A

Regio de l’espai-temps que no es pot comunicar amb l’Univers exterior

93
Q

Radi de Schwarzschild

A

El radi necessari per a que un cos de massa M sigui un forat negre

94
Q

Singularitat

A

Punt que correspon al centre del forat negre, amb curvatura infinita

95
Q

Espaguetització

A

Estirament d’un cos no puntual en apropar-se a un forat negre

96
Q

Redshift gravitacional

A

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

97
Q

Disc d’acreixement

A

Disc gas i pols que rota al voltant d’un forat negre, produint raigs electromagnètics i jets de matèria relativistes

98
Q

Radiació de Hawking

A

Radiacio provocada per l’efecte de fluctuacions quantiques d’on emergeixen
parells de particules virtuals, amb temperatura inversament proporcional a la massa

99
Q

Tipus de forats negres

A

Estel·lars, primordials (després del Big Bang) i supermassius

100
Q

Magnitud aparent màxima a ull nu

A

m=6 (part superior de MS i gegants), i la límit d’un telescopi serà aquella tal que l’aparent sigui 6

101
Q

Atmosfera estel·lar

A

Gas fred que envolta una estrella i absorbeix algunes longituds d’ona de l’espectre emès, de forma que no és completament continu

102
Q

Línies moleculars segons la classe espectral

A

Les classes de temperatures més baixes tenen línies moleculars, ja que a temperatures grans es desfan

103
Q

Ordenació de la classe de lluminositat MKK

A

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)

104
Q

Camí de Hayashi

A

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

105
Q

Estrella runaway

A

Estrella empesa a velocitats supersòniques per l’explosió d’una supernova

106
Q

Temperatura centre del Sol

A

13000000 K

107
Q

Cúmul amb la MS més llarga

A

Els oberts de menor edat que els globulars

108
Q

Línia H-alpha

A

Transició de l’hidrogen de n=3 a n=2, que serveix per centrar filtres d’observació de la cromoesfera solar (a 650nm aprox)

109
Q

Llei de període-lluminositat de les cefeides

A

Relació entre la magnitud absoluta i el període de pulsació

110
Q

Equilibri protoestrella

A

Cal que bona part del gas en la part central estigui ionitzat

111
Q

Impediment del col·lapse de les nanes blanques

A

Pressió de la degeneració d’electrons

112
Q

Comparació cadena pp i cicle CNO

A

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

113
Q

Masses dels objectes després de la mort estel·lar

A

Nanes blanques: 0.1Mo - 1.4Mo, estrelles de neutrons: 1.3Mo - 2.1Mo, forats negres: 10Mo - 20Mo

114
Q

Tipus de noves

A

Ordinàries, recurrents i nanes

Física Carla (6 decks)

Brainscape helps you reach your goals faster, through stronger study habits.
© 2024 Bold Learning Solutions. Terms and Conditions