Detalls apunts Flashcards
Parsec
Distància a la qual un objecte aparenta una paral·laxi d’1 arcsegon
Relació parsec, paral·laxi i UA
Redshift cosmològic
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
Edat de l’Univers
13.8·10^9 anys
Llei de Rayleigh-Jeans
Modelització radiancia espectral (per freqüència) clàssica
Objectes característics de cada longitud d’ona
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
Magnitud aparent de Johnson-Cousins
Magnitud aparent calculada normalitzant el flux amb el flux de l’estrella Vega
Extinció interna
Perdues de radiacio per absorcio del pols estelar del
disc galàctic
Visibilitat relativa
Mesura de l’extinció global mitjana en una banda x: Rx = A_x/E(B-V)
Zona d’evitació
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
Relació de l’extinció total amb la quantitat de gas
La densitat de columna d’àtoms d’H neutre NH és proporcional a l’extinció total A(V)
Determinació de la lluminositat de galàxies
Perfil de Voigt
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)
Microturbulència
Moviment no-tèrmic en l’atmosfera que causa un “bony” en les línies de transició, augmentant la llum absorbida en cada línia
Lluminositat d’Eddington
Màxima lluminositat que pot tenir una estrella sense trencar-la
Radi vs Massa de diversos cossos celestes
Implicacions de la temperatura en la fotosfera
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.
Paral·laxi espectrocòpica
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
Mesura de metal·licitat segons el Fe
[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
ODEs dels models estel·lars
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)
Paràmetres dels que depenen les reaccions nuclears
Únicament depèn de la temperatura i densitat de l’estrella
Cel·les convectives
El gradient de temperatura en una estrella pot ser tan gran que crea corrents de material, formant cel·les de convecció
Teorema del virial
-2T = V (T = Ecinetica)
Mesures de velocitat de reaccions nuclears
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)
Processos nuclears (no fusió) a estrelles massives
L’acció dels neutrinos energètics provoca que l’estrella faci més reaccions nuclears i per l’alta energia també hi ha fotodesintegració de nuclis
Condicions físiques dels GMC
Es troben en equilibri virial, la pressió tèrmica és la principal contrarestant la gravitatòria, però també hi ha pressió magnètica, turbulència i rotació
Rotació protoestrelles T-Tauri
Període de 1-12 dies molt variable i actiu
Fluxos bipolars
Expulsions de gas curts en estrelles joves de més de 3Mo
Mort d’associacions d’estrelles
Mentre les estrelles neixen en associacions en els GMCs, per la ionització del gas, es dispersa i deixa d’exercir força gravitatòria
Localització de les estrelles noves en el diagrama HR
Es troben en la línia a baix a l’esquerre de “zero age main sequence” (ZAMS)
Relació opacitat-energia
Amb alta opacitat, l’energia és manté més al nucli
Pressió per degeneració d’e-
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)
Contracció de Kelvin-Helmholtz / horizontal branch
Contracció estel·lar després del flash d’He. També es diu així a la contracció de l’atmosfera de planetes gasosos
Pulsacions de les cefeides
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
Vàlvula d’Eddington
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
Regió de variació de mida de les cefeides en el diagrama HR
Es troba en la banda d’inestabilitat (inestability strip)
Pulsacions d’estrelles AGB
Per pulsos tèrmics o flashes d’heli a les capes externes, les estrelles a la AGB son variables de llarg període
Nana blanca de C-O
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
Mort de les supergegants vermelles
Totes elles acaben en una supernova
Supernoves per inestabilitat de parelles
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
Restes (remnant) de supernova
Capa de gas i pols expulsada enfora per la supernova, que enriqueixen el medi interestel·lar dels elements produits a l’estrella
Hipernoves
Explosions estel·lars per >30Mo amb una energia cinètica molt alta
Noves de ONeMg o Ne
Noves d’estrelles que no arriben a fer fusió de Ne (4-8 Mo)
Nana negra
Quan una nana blanca es refreda molt, deixa de ser visible i es torna “negra”
Supernoves Ia per fusió de nanes blanques
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)
Tipus de forats negres
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)
Problema dels neutrins solars
Discrepància en el nombre de neutrins produits al Sol, perquè en el camí a la Terra canvien de sabor i no es detectaven
Full de corrent neutral helioesfèric
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
Parts d’una taca solar
L’ombra (camp magnètic vertical) i la penombra (part clara al voltant de l’ombra, amb camp magnètic inclinat)
Efecte Wilson
Explica que les taques solars son depressions físiques a la fotoesfera
Parells de taques solars
Es formen parelles de taques solars amb polaritat magnètica oposada per l’efecte Zeeman
Futur del Sol
Arribarà a la AGB i morirà després de l’etapa de gegant vermell, donant una nana blanca
Models de la nebulosa solar
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
Nucleosíntesi del Big Bang
Va formar el 98% de la massa que formava el núvol de gas d’on va néixer el Sol
Atmosferes de planetes terrestres
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
Distribució de moment angular
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
Júpiters calents
Planetes extrasolars jovians, que es podrien venir de la teoria de migració planetària
Ceres
És un planeta nan que resulta ser l’objecte més gran del cinturó principal d’asteroides
Asteroides trojans
Orbiten Júpiter al voltant de dos punts de Lagrange
Objectes propers a la Terra
Meteorits, asteroides i cometes
Tipus d’objectes en el cinturó de Kuiper
Objectes del cinturó resonant i objectes del cinturó clàssic (cubewanos)
Gaps del cinturó de Kuiper
Ressonàncies orbitals del Sol amb Neptú que causen un decreixement en el número d’asteroides del cinturó
Òrbites inicials dels objectes del cinturó de Kuiper (KBO)
Seguien “centaures”, una classe d’òrbita inestable en sistemes solars d’objectes petits (mig asteroide/cometa)
Captura de Tritó
Es creu que Tritó era un KBO capturat per Neptú quan va fer migració planetària. Està espiralant per forces de marea
Llunes pastor
Llunes molt properes als anells dels planetes, fent que les seves particules no es puguin dispersar
Cúmul estel·lar
Grup d’estrelles atretes mutuament per gravetat. Hi ha dos tipus: globulars
(estrelles velles) i oberts (estrelles joves nascudes d’un nuvol molecular gegant
Estrella runaway
Estrella empesa a velocitats supersoniques per l’explosio d’una supernova
Radiació galàxies el·líptiques
Tenen molt gas ionitzat que emet raigs X per radiació tèrmica de Bremsstrahlung
Fonts de gas de galàxies Es
Internes: estrelles en fase AGB, externes: supernoves
Diferència d’edats d’estrelles en galàxies espirals
Als braços hi ha més cúmuls i estrelles joves (blaves), mentre que el bulb és més vermell (té menys gas per formació d’estrelles)
Gas fred en galàxies
Les el·líptiques no en tenen, però les espirals i irregulars tenen molt, donant gran part de la llum visible a l’Univers
Tipus de galàxies irregulars
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
Tipus de galàxies nanes
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
Radi efectiu d’una galàxia
Radi del cercle que té la meitat de la llum total
Galàxies ultra-difuminades nanes (UFDG)
Galàxies molt dèbils i poc metàl·liques, que son fóssils de reionització
Halo galàctic fosc
Halo de matèria fosca que s’exten per les galàxies i més enllà, explicant la seva velocitat de rotació
Tipues de galàxies gegants
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
Explicació del patró espiral
Pt ser una ona espiral de densitat que ve de les inestabilitats del disc i la rotació diferencial, qie comprimeix el gas que entra
Corba de rotació
Gràfic de la velocitat orbital de les estrelles respecte la seva distància al centre
Gas del medi interestel·lar
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)
Fusió de galàxies
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
Tipus d’agrupacions de galàxies
Grups, cúmuls (amb medi intra-cumular - intracluster medium) i súpercúmuls (ex: Virgo Supercluster)
Relació morfologia-densitat
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)
Transport principal amb matèria degenerada
Conducció
Composició química segons r
La composició (X,Y,Z) canvia segons la distància al centre
Dependència de la pressió d’un gas i temperatura
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
Pas de transport radiatiu a convectiu
Quan la temperatura baixa i l’opacitat augmenta
Línia de He II
Transició de l’He ionitzat una vegada
Descobriment de forats negres estel·lars
Per la corba de velocitat radial de l’estrella que està amb ells en sistemes binaris
Particularitat de Tità
És l’únic satèl·lit amb atmosfera
Període exoplanetes
Els descoberts tenen períodes menors d’1 any
Formació de cúmuls de galàxies
Agrupació de galàxies ja formades
Distribució de massa de la Via Làctia
La majoria de massa es troba més enllà del Sol
Canvi de temperatura i brillantor quan acaba la fusió de H
L’estrella es contreu i té major brillantor i menor temperatura superficial
Forat negre supermassiu de la Via Làctia
3 - 4 milions de masses solars
Restes al voltant de la Via Làctia
Hi ha restes de galàxies acretades
Desviació local de la llei de Hubble
Un exemple d’això és que Andròmeda i la Via Làctia s’apropin
Galàxies als centres de cúmuls
Una o més galàxies el·líptiques supergegants
Característiques comunes als planetes gegants
Període de rotació curt, anells equatorials i nombrosos satèl·lits
Taques solars
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
Etapes de fusió del Sol
Es troba a mig camí de la seva etapa en la MS (fusió de H), i arribarà a la RGB (fusió de He)
Propietats que afavoreixen la convecció
Opacitats i fluxos d’energia elevades
Vida mitjana MS
10^10 anys
Dependència del radi d’estrelles de neutrons amb massa
Son independents
Característiques Via Làctia
Abundància alta de metalls al medi interestel·lar, al disc ocorren supernoves tipus II i es concentren estrelles joves
Brillantor superficial de galàxies el·líptiques vs espirals
Les galàxies el·líptiques gegants tenen brillantors superficials centrals molt més elevades que les dels discos de les galàxies espirals
Irregularitats del fons còsmic de microones
Son les llavors de les galàxies actuals
Contingut de metalls del medi interestel·lar
Similar al de les estrelles joves
Masses i radis de les estrelles a la Via Làctia
Menors a les del Sol
Relació entre intensitat de línies i abundància
La intensitat de les línies en un espectre està relacionada amb l’abundància d’aquell element, independentment de la temperatura
Esgotament del combustible en estrelles
Les poques massives no esgoten el H al mateix temps, mentre que les molt massives en la MS esgoten l’H alhora
Objectes més abundants a la Via Làctia
Estrelles tipus G2 V
Comportament de sistemes binaris segons distància
Les poc separades evolucionen diferent a estrelles aïllades i les molt separades evolucionen igual que estrelles isolades
Cossos més observats a ull nu
Estrelles de la part alta de la MS i gegants
Longituds d’ona d’emissió de l’H2
Emet ones ràdio
Diferència d’edat d’estrelles al disc prim i gruixut de galàxies
El disc gruixut té estrelles de població més vella ja que es van formar a l’inici de la galàxia
