Astro Flashcards
Mix of T1-8 (105 cards)
1
Q
Aumento angular
A
El aumento angular es el cociente entre las
distancias focales del objetivo y del ocular
2
Q
Why is the corona hotter?
A
Magnetic reconnection. If we observe the λ in the corona, we see that it’s very ionized.
3
Q
Explain transition from ___ into convective zone
A
The radiative zone eztendds to 0.71R. Beyond, T is low enough for e and H nuclei to join into H atoms, which absorb hella photons. Thus, convection dominates.
4
Q
Who presented the heliocentric model first?
A
Copernicus
5
Q
Explain absortion lines
A
Take a cool gas, so that electrons are at lower Bohr orbits. If a beam of light shines thru, only those photos with the right energy (read, λ) will be absorbed and bump electrons up. Those λ will then appear as dark lines.
6
Q
Calcula d a estrella
A
d = 1/p [pc, parsecs]
donde p es el paralaje
7
Q
Velocidad radial y tangencial
A
Tangencial:
se usan d, μ (mov. propio, el # arcs al año que cambia su pos. sin paralelaje)
v = ωr = 4,74 dμ = 4,74 μ/p
Radial:
con doppler de sus líneas espectrales
v/c = λ-λo/λo
Modulo general:
v^2 = vt^2 + vr^2
8
Q
b
A
b = L/ 4πd^2
9
Q
L ito sun & b
A
Se toma respecto al sol
L/Lo = (d/do)^2 b/bo
[As you stare into the burning Sun, you start fingering a retard. You say ‘dedo dedo, bobo.’]
10
Q
What’s ‘m’?
Formula m ito m
A
Es la escala de magnitudes para brillos estelares diseñada por Hiparco (siglo II a.c.), donde
m=6 las estrellas mas débiles que podía ver
m=1 las más brillantes
como el ojo es logaritmico, se redefinió m para que tb lo fuera. La ley de Pogson dice
m1-m2 = -2,5 log(b1/b2) = -2,5 logb + k
11
Q
Magnitud absoluta M
Define
Formulas ito m & ito L
A
Se define la magnitud absoluta M de un objeto como la magnitud aparente que tendría si
estuviese situado a 10pc
m-M = 5logd - 5 M = 4,75 - 2,5 logL/Lo
remember logs are base 10
12
Q
IC
A
es la dif. entre las magnitudes en dos filtros
I.C. = X - Y = m(X) - m(Y) = M (X) - M(Y)
por convenio se usa el λ menor menos el λ mayor
a mayor I.C., mas roja la estrella
13
Q
¿qué es U, B, V (magnitud estrellas)?
A
es la magnitud en un filtro en el UV cercano, en el rango azul y en el visible, repec.
Puedo calcular T a partir de B-V. Se establecen unas constantes para que Vega tenga un color 0.
14
Q
¿Qué le pasa a la luz que viene desde las estrellas?
A
Se ve afectada por absorción y extinción por el medio interestelar (gas, polvo). Los espectros llegan más débiles y rojos.
15
Q
¿Que info sacamos de los espectros estelares?
A
Fisica de la atmosfera (T eff., composición química y gravedad superficial)
16
Q
Tipos espectrales
A
(Harvard, finales del XIX):
OBAFGKM
donde cada letra va del 1-9
(y las letras de + a - caliente/ grande)
17
Q
Principal parámetro que determina la presencia e intensidad de líneas en un espectro
A
T ef.
18
Q
Determina R estrella ito L
A
L/Lo = (R/Ro)^2 (Tef/Tefo)^4
y solo el R es
R = [sqrt(L/4πσ)]/Tef^2
19
Q
Secuencia principal, caracteristicas de estrellas
A
90% of their lives
Tef clearly related to L
Radii from 0.1 to 10 Rs
20
Q
What’s hotter, O or M?
A
O is for hot
M is for me, not hot ( :( )
21
Q
Are white dwarves stars?
A
Nah, theyre the carcasses of dead stars of low mass
Low L
T ranges 6k-30k
Radii of about 0,01Rs
22
Q
Diferencia de L reflejada en espectros
A
La L (lease tamaño) se ve en el espectro como
- lineas de Balmer estrechas para supergigantes (estrecha means baja P y densidad atm. means low G means big R means giant)ba
- anchas para sec. principal
23
Q
Clases de luminosidad
A
(T4)
I supergiants II gigantes brillantes III gigantes IV subgigantes V enanas (sec prn) VI subenanas WD enanas blancas
cada clase tiene una franja en el diagrama H-R
24
Q
Relacion L y M
A
L α M^n
o sea, son proporcionales
y n varía entre 2,3-4 para estrellas (poco) masivas
Mayor masa ⇒ Mayor temperatura y presión en el núcleo ⇒ mayor ritmo
de reacciones nucleares en el núcleo ⇒ mayor luminosidad
25
% of stars en sistemas multiples
bit over 50%, in mostly binary systems
26
Estrellas dobles opticas
Dos estrellas casi en linea pero a diferentes distancias (no shit)
27
1 au
es una unidad de longitud igual, por definición, a 150.10^6 m, que equivale aproximadamente a la distancia media entre la Tierra y el Sol.
28
Binarias espectroscopicas
[cant c both, but doppler da sexy specter catalogs his porn
types>props]
No se resuelven ambas estrellas pero se puede medir su movimiento orbital a partir del desplazamiento Doppler de las líneas espectrales y distinguir propiedades de las estrellas integrantes por tipo
espectral
29
Binarias eclipsantes
Las estrellas no se resuelven pero
el plano de la órbita está en la línea de visión y se
puede medir una curva de luz al eclipsarse una a la otra
30
Binarias astrométricas
Sólo se observa una estrella. La
presencia de la secundaria produce pequeños cambios
en la posición de la primaria
31
La absorción es mayor en el ____
| La dispersión en el ______
azul
azul
Luego hay extinción y enrojecimiento interestelar
32
¿Como ver nubes oscuras de polvo?
En el infrarrojo, porque las estrellas jovenes calientan el polvo a 30-50K. EL POLVO EMITE RAD TERMINA EN IR
33
What be nubes moleculares?
What happens there?
H2, CO y otras moleculas. Nubes densas y frías (<100K) con mazo polvo.
En el centro más denso se forman estrellas.
34
Regiones HII
A region of interstellar atomic hydrogen that is ionized. It is typically a cloud of partially ionized gas in which star formation has recently taken place
Formar estrella puede ionizar los alrededores por
H + hν (fotón UV de star) -> H+ + e-
These stars are young&hot
H atoms recombine (gain back e-) when the rate of ionization = rate of recomb., reaching equilibrium at -10kK
35
Cool gas gives
Espectro de absorción y emisión
36
Explain recombination lines
1) stars emit UV ν
2) those ionize H
3) the electron latches onto a higher orbital
4) e- decays, emitting 1ν per transition (RL)
37
Explain collision lines
1) e- bounce and give metal ions some K
2) the ion becomes excited
3) and then calms down giving CL
38
Tipos de nebulosas
```
de reflexion (azuladas)
oscuras
de emision (rojizas)
```
39
Why is H gas visible
A λ=21cm is shot when spin becomes antiparallel
40
¿Qué puede provocar la formacion de nubes muleculares->stars? (6)
ACOOCO
Autogravitación
Colisiones entre nubes (!)
Ondas de densidad en los brazos espirales
Ondas de choque de supernovas
Campos magnéticos (!)
Ondas de choque creadas por estrellas jóvenes masivas
41
Condición de contracción estrella
M>MJeans
42
Teorema del virial
Para nubes de gas
2K + U = 0
la nube se contrae si lUl > 2K
(o si Mnube > Mjeans)
http://burro.astr.cwru.edu/Academics/Astr221/LifeCycle/jeans.html
43
Ep (nubes de gas)
Ep = -3GM^2/5R
44
Ec (nubes de gas)
Ec = 3NkT/2
| unlikely
45
Masa de Jeans
MJeans = 23Mo(T^3/n)^1/2 (unlikely)
la nube se contrae si M>MJeans
n es particulas/cm^3
46
Tiempo contracción de nube gaseosa sin F de presón
t(ff) = sqrt(3π/32Gρ)
47
¿Por qué se forman muchas estrellas en lugar de una gran estrella de cientos de masas solares?
La nube no tiene densidad uniforme, se va contrayendo por partes. La fragmentación se produce en pasos sucesivos, dando lugar a un grupo de estrellas con
una típica distribución de masas.
48
Como rota el disco de acreción?
What else happens around there?
[kepler listens to john bach and loses weight magically]
Rotación kepleriana
El material pierde E y cae hacia la protoestrella, ganando masa
Se frena el material interno y acelera el externo, transferencia de momento angular hacia el exterior
49
What be chorros protoestelares?
Jets en sentidos opuestos along el eje de rot. de la protoestrella.
Son particulas cargadas que salen rapido, colisionan con el medio interestelar ionizandolo, dan lineas de emision
50
¿Mueren más rápido las estrellas más masivas?
Sí. Evolucionan mas rapido y mueren antes.
51
Metodos para detectar planetas (5)
En orden de exito:
Transitos
Velocidad radial
Microlente gravitacional
Imagen directa
Timing (pulsar)
rem: MITT V (Mitt Romney goes full Venezuelan, detects planet)
52
Método: velocidad radial
what is
gives what
[vel rad = doppler the sexy specter is fast as fuck boi - but also a SEMP]
Se mide el desplazamiento Doppler de lineas espectrales de la estrella para ajustar su curva de v. radial.
Luego se puede medir:
- masa aprox.
- semieje mayor
- Período T
- Excentricidad de la orbita
53
Ecuacion aceleración para método de v. radial
La aceleración del planeta es
a = (GM*T^2/4π^2)^1/3
donde M* es la masa de la estrella del planeta
54
Ecuacion masa para método de v. radial
La masa es
M sen(i) = Vr,max M*^2/3 (T/2πG)^1/3
se agrega un término sqrt(1-e^2) si orbita excentrica
55
Problemas método v radial
[rem: imagina conducir al limite w Vin Diesel
precision, masa x2, precision & dif orbitas grandes]
- Solo da limite inferior masa / para estrellas con masas < 1.4Mo
- Medidas de alta precision (largos tiempos en telesc. grandes)/ dificil aplicar para orbitas grandes
56
Método: tránsitos
how
gives
El planeta pasa entre el observador y la estrella,
causando un pequeña disminución del brillo
Del tiempo entre tránsitos (T) se puede determinar el tamaño de la órbita
La curva de luz permite calcular el radio de la
órbita y el radio del planeta:
57
Ecuación método tránsitos
Rp = R* sqrt(f)
donde f es la fracción de luz bloqueada en el tránsito
58
¿Qué se puede medir con el método de tránsitos?
[gets so hot in car that oil tank explodes, face melts off]
- Temperatura
- A veces, la comp. quim y condiciones de la atmósfera del planeta
59
Problemas método tránsitos
[slouching otw to work]
[90 moneys in no time? fake news]
conduces inclinado, masa orbitas, periodos cortos, fakes
- Casi todos los detectados son de masa alta y orbitas pequeñas
- Inclinación proxima a 90º
- Necesita periodos orbitales cortos
- Muchas detecciones falsas, follow-ups needed
60
Ventajas método tránsitos (5)
[& otw back from work, you feel twice as smol
so you make copies of yourself (makes car hot)
& crank up the radio]
- Sirve para planetas menores como el nuestro (rem: en este planeta solo estas de transito)
- Eficiente para sistemas multiples
- Radio del planeta
- Telesc. peques are OK
- Grandes exploraciones del cielo posibles (e.g. misión Kepler)
61
Método: imagen directa
Dificil, pero deseable para estudiar planeta en detalle.
Detección en el infrarrojo solo para planetas muy masivos a grandes distancias orbitales. Hay que bloquear la luz de la estrella.
[rem: einstein towers over you. is about to stomp you flat >
si quieres ser directo, recuerda que siempre habra alguien mas grande y que ha llegado + lejos que tu]
62
Método: microlentes gravitacionales
Para alineación casi exacta de dos estrellas
La luz de la estrella más
distante es desviada por el campo gravitacional de la más cercana (lente), siendo amplificada
63
Ventajas y problemas con método de microlentes gravitacionales
[rem:
an ad reads: looking for - in any planet range - unlikely bf w micropenis
un microscopio con lentes de muy largo alcance]
Pros:
- Para cualquier planeta
- Gran rango de distancias orbitales alrededor de cualquier estrella
Cons:
- Baja probabilidad de que se de el efecto
- Dificil follow-ups
64
Método: timing
[love always comes at regular intervals]
La rotación de un pulsar es extremadamente regular.
Pequeñas variaciones en pulsos > pequeños movimientos de la estrella de neutrones > presencia de planetas
65
Pros & Cons:
Método Timing
[love is like a pulse - all about timing/ a very sensitive thing]
Pros:
-Muy sensible. Planetas muy peques are OK
Cons:
- Hay pocos púlsares
- Dificil que haya vida en estos planetas
66
Métodos: astrometría
[rem: meterias tu pene en el centro de masa de un astro?]
Medida de los pequeños cambios en la posición de la estrella alrededor del centro de masa del sistema debido a la influencia gravitacional de los planetas.
El método más antiguo de todos, pero con éxito modesto porque el efecto es muy pequeño
67
Modelo de formación de sistemas planetarios
1) Partículas sólidas en discos protoplanetarios colisionan y crecen
2) Crecen tanto que se vuelven protoplanetas
3) Diferenciación: elementos pesados (Fe, Ni) se hunden hacia el núcleo
4) La densidad de planetesimales es mayor past the snow line (big enough to preserve ice)
5) A mayor densidad > mayor vel. formacion planetas > los planetas crecen hasta 20 Mt por captura de gas
68
Planeta joviano es
gaseoso
69
Planetesimal
Nombre dado a los agregados de materia de los que nacieron, después de un lento proceso de crecimiento, los planetas.
70
Planetas rocosos vs Jovianos, formación
Los planetas jovianos comienzan con nucleos diferenciales de roca y hielos hasta una masa crítica 15Mt > comienzan a capturar grandes cantidades de H y He del disco pp
La atm. de los rocosos se forma por evaporación de H y He desde el interior (desgasificacion)
Los planetas rocosos se forman en el interior del disco pp. Limite en la linea de nieve.
71
Zona de habitabilidad
Región alrededor de una estrella donde la temperatura está en el intervalo necesario para
que un planeta terrestre pueda mantener agua líquida en su superficie (posibilidad de vida)
72
Ecuaciones de estructura estelar (NOT DONE) (tentative)
1) Equilibrio hidrostático
dP/dr = -GMρ/r^2
2) Eq. térmico
3) Conservación de la E
4) Conservación de la masa
73
Explica eq. hidrostático
dP/dr = -GMρ/r^2
El gradiente de T debido a las reacciones de fusión del H crean el gradiente de P necesario para soportar el peso de la estrella.
2. La estrella se comporta como un termostato. Si el ritmo de reacciones nucleares baja, baja la
temperatura, baja la presión (P=ρκΤ) → el núcleo se comprime para restaurar el equilibrio.
74
Explica eq. térmico
Transporte de E. Radiación y convección (ver esas fichas si existen, estos mecanismos ya los conozco)
75
¿Cuándo acaba la radiación?
Beyond 0,71 Ro, T is low enough that H and e- nuclei combine to form H atoms, which are v good at absorbing photons. Thus choked off, radiative diffusion is no longer viable & convection takes over
Cuando los fotones sean "capaces de transportar la energía generada"
(segun Universe es porque se ralentiza la fusión al bajar T)
76
Link sobre teorema del virial (no aprenderselo lol)
http://la-mecanica-cuantica.blogspot.com/2009/08/el-teorema-virial.html
77
Procesos de producción de E en las estrellas de la SP
(T7 evol. estelar)
Los procesos de fusión del H en He dan energía, y son
1) la cadena protón-protón (pp) (estrellas M<2Mo) y
2) el ciclo CNO (M>2Mo)
78
When is enana marrón
Cuando la presión de degen. de los e- detiene la contracción del núcleo antes de la ignición del H (no se
alcanza T ~ 107 K)
79
¿Por qué expulsan masa las estrellas?
Si la masa de una estrella es demasiado grande, la presión de radiación en sus regiones exteriores domina sobre la gravedad superficial (menor al ser las estrellas grandes), expulsando la envoltura
Intensa pérdida de masa
80
Relaciona la presión de radiación con la T
| needed? opt. for no
Pr = aT^4/3
donde a es la constante de radiación a = 4s/c = 7.56591 x 10^-16 J m-3 K-4
81
Estructura de las estrellas en la secuencia principal
| optional for now, maybe too specific
```
Mas masivas:
nucleo convectivo (la rad. no puede transportar toda la energia generada por el ciclo CNO) y envoltura radiativa (la densidad del gas es muy baja).
```
```
Poco masivas (p.e. el Sol):
nucleo radiativo (la rad. transp. toda la E de la cadena pp) y envolt. convectiva (T baja so ionizacion no completa so...UNDONE diap 14)
```
Muy poco masivas:
completamente convectivas
82
Cuentanos la evolución de una estrella tipica en diagrama H-R
T7d21, AKA d15
https: //ibb.co/ZBXp7Tg
1) SP, combustión del H en el núcleo
2) gigante roja; núcleo inerte de He, capa de combustión de H
3) 'flash de He' -> comienza combustion He en nucleo
4) rama horizontal, combustion del He en el nucleo
5) se acaba el He, nucleo inerte de C y O
6) rama asintotica de gigantes, combustion H y He en capas
83
Formula periodo sinódico
conociendo los T siderales (P&Earth's),
planeta inferior
S = PE/E-P
superior
S = PE/P-E
84
Distancia angular?
La distancia angular entre dos astros es igual al ángulo formado por las dos rectas que pasan por el punto de observación y cada astro
85
Argumento en contra de la hipotesis nebular
Este modelo para formación de sistemas
planetarios tiene
Argumentos a favor (la propia existencia y abundancia de otros
sistemas y la relación entre la presencia de planetas y la metalicidad)
Y en contra: en la hipótesis nebular, los planetas jovianos se forman a grandes distancias de la estrella y en órbitas circulares, against observaciones
86
DIV
T7
87
La evolucion de una estrella esta completamente determinada por
Masa (parametro principal)
Composicion quimica (secundario)
88
Tres grupos de estrellas segun masa
* M < 2Mo
* 2Mo < M < 8Mo
* M > 8Mo
89
En una estrella,
Ptotal =
Pt = (Pe + Piones) + Prad
| Prad solo dep. de T
90
Que pasa si una estrella es demasiado masiva?
P(rad) domina la grav. superficial
expulsion de envoltura y gran perdida de masa
91
Why enanas marrones
La degen de e- detiene contraccion nucleo antes de combustion H
Radian energia T
y T disminuye lentamente (pero la P no, al ser indie)
92
Estructura estrellas masivas
M > 2Mo
Nucleo convectivo, ya que la radiación no puede transportar toda la energía generada por el ciclo CNO (en las zonas convectivas se mezcla el material); y
una envoltura radiativa (la densidad del gas es muy baja)
93
Estructura estrellas poco masivas (=masa normal)
p.e. el Sol
Núcleo radiativo (la rad puede
transportar toda la E de la cadena pp)
y una envoltura convectiva (T en envoltura relativ. baja
- > la ionización no es completa
- > opacidad alta)
94
Estructura estrellas muy poco masivas
M < 0,4 Mo
| Del todo convectivas
el interior no está del todo ionizado, opacidad alta
95
Limite maximo masa estrella
Incierto
Maybe about 150Mo
96
De que depende el tiempo de vida de una estrella en la SP?
De la masa de H dispo
Del ritmo al que se consume (αL)
97
Evolucion durante SP
(proceso fisico)
estrella como el sol
SP combustion H nuc
RGB nuc inerte He
capa comb H... then
flash He, comb starts
HB comb He nuc
He runs out,
nuc interte C y O
AGB comb H y He en las capas
98
De la SP a la rama de las gigantes
M < 2Mo
Ahora el nucleo inerte de He se contrae bajo su peso
La ρ sube tanto que se degenera
La E generada (contraccion nucleo + capa H) expande la envoltura
La estrella se enfría (zona de subgigantes) -> mucho más luminosa, se convierte en...
Gigante roja: aumenta R y L, pero T=cte
(rip planets)
99
Combustion del He
| explain process
Llegado T=10^8K, se da fusion de He en C
Nucleo degen. -> flash de He
El aumento de T =/= aumento de P (indie) ni expansion. Solo se producen mas reacciones
(nucleo se expande y pierde degen.)
Sigue combustion controlada de He
100
Evolucion estrellas masa intermedia
2Mo < M < 8Mo
Salen de la SP
Evol. muy rapida en H-R
Casi sin rama de gigantes
Sin flash de He
(la ρ del nucleo de He es menor y no se degenera)
101
Rama horizontal
| what happens?
Se quema el He del nucleo y luego en una capa
Al final = nucleo degen. rico en C y O, capas He y H
102
Rama asintotica de las gigantes
Cesan reacciones en capa H
Ahora, estructura similar que al salir de SP:
- nucleo inerte degen de C y O
- capa fusion He
- gran envoltura convectiva (posibles dragados)
Fase final: estrella inestable/ pulsos/ pulso final acaso expulsa env. -> nebulosa planetaria -> queda enana blanca
103
What is dragados?
durante gigante roja y AGB
env. convectiva expulsa productos de reacciones nucleares (p.e. C -> estrellas de carbono)
104
Evolucion estrellas masivas
Perdidas importantes & ctes de M por Prad/ viento solar
1eras fases (sin flash He) similares a Mo, but faster & about L=cte
105
Estrellas Wolf-Raynet
gigantes calientes masivas/ gran perdida M/ lineas de emision caracteristicas
pueden llegar a >8Mo
