Brainscape's Knowledge GenomeTM

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


See full index

física carla > Detalls apunts > Flashcards

Detalls apunts Flashcards

1
Q

Parsec

A

Distància a la qual un objecte aparenta una paral·laxi d’1 arcsegon

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

Relació parsec, paral·laxi i UA

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

Redshift cosmològic

A

El factor pel qual s’ha expandit l’Univers des que es detecten els fotons emesos per un cos és 1+z = \lambda_0/\lambda_f

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

Edat de l’Univers

A

13.8·10^9 anys

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

Llei de Rayleigh-Jeans

A

Modelització radiancia espectral (per freqüència) clàssica

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

Objectes característics de cada longitud d’ona

A

Gamma: SN remanants i GRB, X: estrelles de neutrons, UV: quasars i estrelles calentes, Visible: estrelles, IR: gegants vermelles i nuclis galàctics, mm: núvols mol·leculars i pols, radio: pulsars

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

Magnitud aparent de Johnson-Cousins

A

Magnitud aparent calculada normalitzant el flux amb el flux de l’estrella Vega

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

Extinció interna

A

Perdues de radiacio per absorcio del pols estelar del
disc galàctic

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

Visibilitat relativa

A

Mesura de l’extinció global mitjana en una banda x: Rx = A_x/E(B-V)

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

Zona d’evitació

A

Direccions d’observació que tenen més de 30 magnituds d’extinció en la banda visible i que només s’observen en IR i radio, ex: regions del centre galàctic

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

Relació de l’extinció total amb la quantitat de gas

A

La densitat de columna d’àtoms d’H neutre NH és proporcional a l’extinció total A(V)

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

Determinació de la lluminositat de galàxies

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

Perfil de Voigt

A

Combinació del broadening natural de les línies d’emissió amb el broadening per col·lisions (convolució d’un perfil de Lorentz amb un de Doppler)

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

Microturbulència

A

Moviment no-tèrmic en l’atmosfera que causa un “bony” en les línies de transició, augmentant la llum absorbida en cada línia

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

Lluminositat d’Eddington

A

Màxima lluminositat que pot tenir una estrella sense trencar-la

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

Radi vs Massa de diversos cossos celestes

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

Implicacions de la temperatura en la fotosfera

A

A alta T, les molècules es trenquen i hi ha poques línies moleculars en l’espectre, mentre que apareixen línies d’àtoms ionitzats. A baixa T, hi ha pocs àtoms d’H a n=2, donant poques línies de Balmer.

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

Paral·laxi espectrocòpica

A

Estimació de la distància d’una estrella segons la classe estel·lar: 1. es mesura el tipus MKK, 2. es localitza el tipus en un diagrama HR, 3. es mesura la m i M per calcular la distància

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

Mesura de metal·licitat segons el Fe

A

[Fe/H] = log(NFe/NH)_estrella - log(NFe/NH)_sol, on NFe és el número d’àtoms de Fe per unitat de volum i NH els d’H

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

ODEs dels models estel·lars

A

Variació de la densitat (massa), variació de la pressió total (moment): per la massa i per la radiació, variació de la lluminositat (energia) i variació de l’estructura tèrmica (temperatura)

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

Paràmetres dels que depenen les reaccions nuclears

A

Únicament depèn de la temperatura i densitat de l’estrella

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

Cel·les convectives

A

El gradient de temperatura en una estrella pot ser tan gran que crea corrents de material, formant cel·les de convecció

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

Teorema del virial

A

-2T = V (T = Ecinetica)

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

Mesures de velocitat de reaccions nuclears

A

Reactivitat r=<sigmav> i el rati de reacció f=n1n2*r, amb sigma la cross section dels àtoms, v la seva velocitat i n1,n2 el # de nucleons (pel mateix àtom se substitueix per 0.5n^2)

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

Processos nuclears (no fusió) a estrelles massives

A

L’acció dels neutrinos energètics provoca que l’estrella faci més reaccions nuclears i per l’alta energia també hi ha fotodesintegració de nuclis

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

Condicions físiques dels GMC

A

Es troben en equilibri virial, la pressió tèrmica és la principal contrarestant la gravitatòria, però també hi ha pressió magnètica, turbulència i rotació

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

Rotació protoestrelles T-Tauri

A

Període de 1-12 dies molt variable i actiu

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

Fluxos bipolars

A

Expulsions de gas curts en estrelles joves de més de 3Mo

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

Mort d’associacions d’estrelles

A

Mentre les estrelles neixen en associacions en els GMCs, per la ionització del gas, es dispersa i deixa d’exercir força gravitatòria

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

Localització de les estrelles noves en el diagrama HR

A

Es troben en la línia a baix a l’esquerre de “zero age main sequence” (ZAMS)

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

Relació opacitat-energia

A

Amb alta opacitat, l’energia és manté més al nucli

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

Pressió per degeneració d’e-

A

Les estrelles es contrauen fins que la pressió per la degeneració dels e- compensa la gravetat, o bé augmenta prou la temperatura per fer fusió del següent element (depèn de la massa)

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

Contracció de Kelvin-Helmholtz / horizontal branch

A

Contracció estel·lar després del flash d’He. També es diu així a la contracció de l’atmosfera de planetes gasosos

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

Pulsacions de les cefeides

A

S’enlluerna periodicament per la contracció i expansió cíclica de l’embolcall de l’estrella, i es manté polsant per l’opacitat variant de l’He

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

Vàlvula d’Eddington

A

Mecanisme de canvi d’opacitat de l’He: en la contracció el gas ionitzat a l’exterior es torna opac i reté els fotons, això augmenta la pressió i es comença a expandir l’estrella, refredant-se i fent-se més transparent

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

Regió de variació de mida de les cefeides en el diagrama HR

A

Es troba en la banda d’inestabilitat (inestability strip)

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

Pulsacions d’estrelles AGB

A

Per pulsos tèrmics o flashes d’heli a les capes externes, les estrelles a la AGB son variables de llarg període

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

Nana blanca de C-O

A

Les estrelles de 6-8 Mo no arriben a fusionar C, pel que acaben morint com nanes blanques de C i O (similars son les nanes blanques de O-Ne). Poden tenir una detonació de C si passen el límit de Chandrasekhar

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

Mort de les supergegants vermelles

A

Totes elles acaben en una supernova

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

Supernoves per inestabilitat de parelles

A

Per la reducció de la pressió en produir parells d’e-positró, hi ha un col·lapse parcial que fa una explosió termonuclear sense deixar un forat negre

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

Restes (remnant) de supernova

A

Capa de gas i pols expulsada enfora per la supernova, que enriqueixen el medi interestel·lar dels elements produits a l’estrella

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

Hipernoves

A

Explosions estel·lars per >30Mo amb una energia cinètica molt alta

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

Noves de ONeMg o Ne

A

Noves d’estrelles que no arriben a fer fusió de Ne (4-8 Mo)

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

Nana negra

A

Quan una nana blanca es refreda molt, deixa de ser visible i es torna “negra”

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

Supernoves Ia per fusió de nanes blanques

A

Pot provocar-se una supernova de tipus Ia per la fusió de dues nanes blanques, formant una super-Chandrasekhar mass white dwarf (no es pot usar com candeles estàndard)

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

Tipus de forats negres

A

Estel·lars, supermassius, primordials, rotacionals (Kerr) i de massa intermitja, que podrien ser responsables de les fonts de raigs X ultralluminosos (excedeixen el límit d’Eddington de lluminositat)

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
47
Q

Problema dels neutrins solars

A

Discrepància en el nombre de neutrins produits al Sol, perquè en el camí a la Terra canvien de sabor i no es detectaven

48
Q

Full de corrent neutral helioesfèric

A

Separa regions del vent solar on el camp magnètic apunta cap a dins o enfora del Sol, la rotació del qual fa l’espiral de Parker

49
Q

Parts d’una taca solar

A

L’ombra (camp magnètic vertical) i la penombra (part clara al voltant de l’ombra, amb camp magnètic inclinat)

50
Q

Efecte Wilson

A

Explica que les taques solars son depressions físiques a la fotoesfera

51
Q

Parells de taques solars

A

Es formen parelles de taques solars amb polaritat magnètica oposada per l’efecte Zeeman

52
Q

Futur del Sol

A

Arribarà a la AGB i morirà després de l’etapa de gegant vermell, donant una nana blanca

53
Q

Models de la nebulosa solar

A

La hipòtesi nebular: manté que el Sistema Solar es va formar per la contracció d’un núvol de gas, i modificacions com el Solar Nebular Disk Model, la teoria de condensació i l’escenari d’acreció del nucli

54
Q

Nucleosíntesi del Big Bang

A

Va formar el 98% de la massa que formava el núvol de gas d’on va néixer el Sol

55
Q

Atmosferes de planetes terrestres

A

En la diferenciació planetària, els metalls van cap al centre i els gasos cap a la superfície, formant una atmosfera primària i una secundària, més fina

56
Q

Distribució de moment angular

A

La distribució de moment angular dels planetes en el Sistema Solar s’explica per mecanismes de frenada magnètica, on cert material solar va escapar les línies de camp, canviant el moment angular del Sol

57
Q

Júpiters calents

A

Planetes extrasolars jovians, que es podrien venir de la teoria de migració planetària

58
Q

Ceres

A

És un planeta nan que resulta ser l’objecte més gran del cinturó principal d’asteroides

59
Q

Asteroides trojans

A

Orbiten Júpiter al voltant de dos punts de Lagrange

60
Q

Objectes propers a la Terra

A

Meteorits, asteroides i cometes

61
Q

Tipus d’objectes en el cinturó de Kuiper

A

Objectes del cinturó resonant i objectes del cinturó clàssic (cubewanos)

62
Q

Gaps del cinturó de Kuiper

A

Ressonàncies orbitals del Sol amb Neptú que causen un decreixement en el número d’asteroides del cinturó

63
Q

Òrbites inicials dels objectes del cinturó de Kuiper (KBO)

A

Seguien “centaures”, una classe d’òrbita inestable en sistemes solars d’objectes petits (mig asteroide/cometa)

63
Q

Captura de Tritó

A

Es creu que Tritó era un KBO capturat per Neptú quan va fer migració planetària. Està espiralant per forces de marea

64
Q

Llunes pastor

A

Llunes molt properes als anells dels planetes, fent que les seves particules no es puguin dispersar

65
Q

Cúmul estel·lar

A

Grup d’estrelles atretes mutuament per gravetat. Hi ha dos tipus: globulars
(estrelles velles) i oberts (estrelles joves nascudes d’un nuvol molecular gegant

66
Q

Estrella runaway

A

Estrella empesa a velocitats supersoniques per l’explosio d’una supernova

67
Q

Radiació galàxies el·líptiques

A

Tenen molt gas ionitzat que emet raigs X per radiació tèrmica de Bremsstrahlung

68
Q

Fonts de gas de galàxies Es

A

Internes: estrelles en fase AGB, externes: supernoves

69
Q

Diferència d’edats d’estrelles en galàxies espirals

A

Als braços hi ha més cúmuls i estrelles joves (blaves), mentre que el bulb és més vermell (té menys gas per formació d’estrelles)

70
Q

Gas fred en galàxies

A

Les el·líptiques no en tenen, però les espirals i irregulars tenen molt, donant gran part de la llum visible a l’Univers

71
Q

Tipus de galàxies irregulars

A

Irr I (o irregulars Magellàniques): perfils asimètrics i falta de bulb, Irr II: perfils asimètrics més suaus i menys cúmuls. Dins les Irr I hi ha Sm: evidència d’estructura espiral i Im: cap estructura obvia

72
Q

Tipus de galàxies nanes

A

Irregulars (dIrr): baixa metal·licitat i molt gas, son versions locals de galàxies blaves difuminades, Espirals (dSa/b/c): subclasse de les galàxies de baixa lluminositat superficial, El·líptiques (dE): ídem, Esferoidals (dSph): encara menys lluminoses

73
Q

Radi efectiu d’una galàxia

A

Radi del cercle que té la meitat de la llum total

74
Q

Galàxies ultra-difuminades nanes (UFDG)

A

Galàxies molt dèbils i poc metàl·liques, que son fóssils de reionització

75
Q

Halo galàctic fosc

A

Halo de matèria fosca que s’exten per les galàxies i més enllà, explicant la seva velocitat de rotació

76
Q

Tipues de galàxies gegants

A

Les galaxies gegants s’anomenen gE (el·liptiques), D (diffuse) i cD (canibals), les ultimes es troben al pou de potencial del cumul, cap on tendeixen a ”caure” les altres galaxies petites

77
Q

Explicació del patró espiral

A

Pt ser una ona espiral de densitat que ve de les inestabilitats del disc i la rotació diferencial, qie comprimeix el gas que entra

78
Q

Corba de rotació

A

Gràfic de la velocitat orbital de les estrelles respecte la seva distància al centre

79
Q

Gas del medi interestel·lar

A

Núvols d’H molecular o atòmic (regions HI) i zones de H ionitzat (regions HII) (per exemple en l’esfera de Strömgren al voltant d’estrelles joves)

80
Q

Fusió de galàxies

A

Hi ha un efecte de fricció dinàmica i compressió de gas que pot donar starbursts (formació espontània d’estrelles), així com AGNs. Si una galàxia és molt major, pot “menjar-se” l’altra, mentre que si son similars tenen una fusió no-dissipativa

81
Q

Tipus d’agrupacions de galàxies

A

Grups, cúmuls (amb medi intra-cumular - intracluster medium) i súpercúmuls (ex: Virgo Supercluster)

82
Q

Relació morfologia-densitat

A

En grups petits i baixa densitat, la majoria de galàxies son espirals. En regions més denses, hi ha més galàxies early-type (E i S0)

83
Q

Transport principal amb matèria degenerada

A

Conducció

84
Q

Composició química segons r

A

La composició (X,Y,Z) canvia segons la distància al centre

85
Q

Dependència de la pressió d’un gas i temperatura

A

Depèn per estrelles de fase gegant (fusió de He), MS (fusió H) i en el nucli d’estrelles de 8Ms evolucionant cap a fase gegant

86
Q

Pas de transport radiatiu a convectiu

A

Quan la temperatura baixa i l’opacitat augmenta

87
Q

Línia de He II

A

Transició de l’He ionitzat una vegada

88
Q

Descobriment de forats negres estel·lars

A

Per la corba de velocitat radial de l’estrella que està amb ells en sistemes binaris

89
Q

Particularitat de Tità

A

És l’únic satèl·lit amb atmosfera

90
Q

Període exoplanetes

A

Els descoberts tenen períodes menors d’1 any

91
Q

Formació de cúmuls de galàxies

A

Agrupació de galàxies ja formades

92
Q

Distribució de massa de la Via Làctia

A

La majoria de massa es troba més enllà del Sol

93
Q

Canvi de temperatura i brillantor quan acaba la fusió de H

A

L’estrella es contreu i té major brillantor i menor temperatura superficial

94
Q

Forat negre supermassiu de la Via Làctia

A

3 - 4 milions de masses solars

95
Q

Restes al voltant de la Via Làctia

A

Hi ha restes de galàxies acretades

96
Q

Desviació local de la llei de Hubble

A

Un exemple d’això és que Andròmeda i la Via Làctia s’apropin

97
Q

Galàxies als centres de cúmuls

A

Una o més galàxies el·líptiques supergegants

98
Q

Característiques comunes als planetes gegants

A

Període de rotació curt, anells equatorials i nombrosos satèl·lits

99
Q

Taques solars

A

El nombre varia cada 11 anys, apareixen més al voltant de l’època del màxim solar i s’agrupen en latituds altes quan l’activitat solar és mínima

100
Q

Etapes de fusió del Sol

A

Es troba a mig camí de la seva etapa en la MS (fusió de H), i arribarà a la RGB (fusió de He)

101
Q

Propietats que afavoreixen la convecció

A

Opacitats i fluxos d’energia elevades

102
Q

Vida mitjana MS

A

10^10 anys

103
Q

Dependència del radi d’estrelles de neutrons amb massa

A

Son independents

104
Q

Característiques Via Làctia

A

Abundància alta de metalls al medi interestel·lar, al disc ocorren supernoves tipus II i es concentren estrelles joves

105
Q

Brillantor superficial de galàxies el·líptiques vs espirals

A

Les galàxies el·líptiques gegants tenen brillantors superficials centrals molt més elevades que les dels discos de les galàxies espirals

106
Q

Irregularitats del fons còsmic de microones

A

Son les llavors de les galàxies actuals

107
Q

Contingut de metalls del medi interestel·lar

A

Similar al de les estrelles joves

108
Q

Masses i radis de les estrelles a la Via Làctia

A

Menors a les del Sol

109
Q

Relació entre intensitat de línies i abundància

A

La intensitat de les línies en un espectre està relacionada amb l’abundància d’aquell element, independentment de la temperatura

110
Q

Esgotament del combustible en estrelles

A

Les poques massives no esgoten el H al mateix temps, mentre que les molt massives en la MS esgoten l’H alhora

111
Q

Objectes més abundants a la Via Làctia

A

Estrelles tipus G2 V

112
Q

Comportament de sistemes binaris segons distància

A

Les poc separades evolucionen diferent a estrelles aïllades i les molt separades evolucionen igual que estrelles isolades

113
Q

Cossos més observats a ull nu

A

Estrelles de la part alta de la MS i gegants

114
Q

Longituds d’ona d’emissió de l’H2

A

Emet ones ràdio

115
Q

Diferència d’edat d’estrelles al disc prim i gruixut de galàxies

A

El disc gruixut té estrelles de població més vella ja que es van formar a l’inici de la galàxia

física carla (6 decks)

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