Astro III Flashcards
[CLOSED] bit of a mix, soz (39 cards)
Como varıa el poder de resolucion angular con el diametro de su objetivo?
En relacion a lo anterior, que problema tienen los telescopios terrestres?
Seg´un la ley de Airy,θ = 1,22λ/D , la resoluci´on de un telescopio aumenta (es decir, θ disminuye) al aumentar el di´ametro D, pero la atm´osfera hace que exista un l´ımite. La turbulencia
atmosf´erica hace que la imagen (puntual) de una estrella se mueva de forma err´atica (seeing),
lo que limieta la resoluci´on de los telescopios terrestres al valor de este seeing.
Fuera de la
atm´osfera terrestre podemos considerar que la resoluci´on es el valor te´orico dado por la ley de
Airy.
La ´optica adaptativa tambi´en puede compensar los efectos atmosf´ericos para aumentar
la resoluci´on y hacer que sea m´as pr´oxima a la te´orica.
De que maneras se puede aumentar la resolucion espacial de un telescopio o
sistema de telescopios?
4 formas: opt. adaptativa, res. teorica, interferometria y SPACE
Con optica adaptativa:
se utiliza una estrella como referencia para ver las deformaciones del frente de ondas y se modifican los espejos segun las observaciones para corregir esas imperfecciones
La resolucion teorica se mejora aumentando el diametro del telescopio o
disminuyendo la longitud de onda en la que observamos
θ = 1.22 λ/ D (disco de Airy)
Para un sistema de telescopios se puede emplear además la interferometría (especialmente para ondas de radio) que consiste en combinar señales captadas por varios telescopios de forma que den lugar a máximos de interferencia con lo que la imagen resultante sería equivalente de forma aproximada a la de un telescopio con un diámetro del tamaño de la distancia cubierta por las antenas
Satelite espacial = no seeing
Diferencias entre optica activa y adaptativa
La óptica activa es una tecnología que permite mover los espejos segmentados de los grandes telescopios para mantener la forma adecuada del primario y la mejor colimación del resto de la optica. (Se reconfig. cada noche o asi)
La óptica adaptativa no solo tiene la posibilidad de deformar el espejo sino que puede hacerse en tiempo real. De esta forma se consigue eliminar el efecto que tiene la atmósfera sobre los telescopios (seeing) y mejorar de forma considerable el poder resolutivo.
Ventajas e inconvenientes de la fotometria y de la espectroscopia
La fotometria es menos exigente en tiempo de observacion que la espectroscopia y permite
obtener informacion de los objetos observados en diferentes bandas fotometricas para posteriormente combinarlas. Una interpolacion de las diferentes bandas permite simular lo que veria el ojo humano.
Por otra parte, la espectroscopia es mas precisa ya que permite obtener los flujos de energia en intervalos de longitud de onda muy pequeño, lo que nos ofrece informacion sobre muchas propiedades f´ısicas de los objetos observados, como la composici´on qu´ımica o sus parametros dinamicos, obsevando el desplazamiento Doppler de las lineas.
Comparacion entre telescopios refractores y reflectores
[refrac: mantenimiento bajo, sin luz parasita, objs. caros // reflec: sin aberr. crom., objetivo as big as u want, issues w colimacion & mantenimiento]
Los telescopios refractores son aquellos formados por lentes mientras que los reflectores son aquellos formados por espejos.
Los primeros tienen un mantenimiento bajo y debido a su estructura en tubo evitan la luz parasita en la imagen mientras que los segundos no tienen aberracion cromatica y su objetivo puede ser tan grande como se quiera
Telescopios refractores -> grandes objetivos muy pesados y caros.
Reflectores -> grandes problemas de mantenimiento y de colimacion
En vista de lo anterior, el telescopio mas recomendable es el reflector, pues presenta menos inconvenientes. La mayoria de telescopios actuales lo son
Explica en que consiste el seeing
El seeing es el efecto que produce la turbulencia atmosf´erica, que hace que veamos movimientos erraticos de las estrellas, con lo que la imagen recogida por el telescopia deja de ser puntual
En los telescopios no terrestres esto no ocurre y la resolucion angular es la teorica (disco de Airy)
Citar metodos de busqueda exoplanetas (6)
Cuales son los más exitosos?
Transitos
Velocidad radial
Imagen directa
Microlente gravitacional
Timing
[rem: MITT Venezuela]
Otros: astrometría
// transitos y v. radial
Que es la zona de habitabilidad de una estrella?
De que depende?
Es una corona esferica alrededor de una estrella en la cual es posible que un planeta tenga agua liquida
Depende de la luminosidad de la estrella, aunque la temperatura del planeta depende tambien de otros efectos como el albedo, la composicion de la atmosfera y la actividad geologica (efecto invernadero)
Como cambia la localizacion de las manchas solares con la fase del ciclo?
Que ocurre con la polaridad magnetica de las manchas?
Primero se crean manchas cerca de los polos y
con el tiempo las conductoras van acerc´andose al ecuador.
A los 11 a~nos cambia la polaridad
y se repite lo mismo pero con la polaridad invertida en las manchas. Los pares de manchas
tienden a orientarse paralelos al ecuador.
Una estrella cambia de brillo en un factor 100 con un periodo de 332 dias
Cual sera su magnitud aparente en el minimo si en el maximo su magnitud aparente
es 3.0?
Seria visible a simple vista en el minimo?
(optional)
Que tipo de estrella variable
puede ser?
Un cambio de brillo de 100 implica una variacion de 5 magnitudes (Pogson)
Si en el maximo su magnitud aparente es 3,
en el minimo su m será 8,
luego no sera visible a simple vista (m<6)
Es una estrella variable de largo periodo (LPV)
¿Qué es el índice de color de una estrella?
Qué relación hay entre el índice de color y la temperatura efectiva?
El indice de color de una estrella permite la comparación de las intensidades (magnitudes) de una estrella tomadas en dos filtros diferentes (p.e. B-V. U-B, R-I, V-K, etc.)
Se estima λmax de la onda de emision y con la ley de Wien se determina la
temperatura efectiva en la superficie
A mayor indice de color, más roja (menor Tef) la estrella
Binarias espectroscópicas, eclipsantes y atmosféricas:
son categorías excluyentes?
No excluyentes
Podemos tener binarias astrometricas y visuales
Los casos espectroscopico y eclipsante tb son posibles, pero requieren una inclinacion proxima a los 90º
¿Se conserva el momento angular en la formación estelar? Es decir, es el mo mento angular original de la nube que colapsa igual al de la estrella final? Explica brevemente qué ocurre.
[contrast w apuntes, 2 versions here]
No. [Mayoría momento angular está en planetas, masa que cae en disco la ralentiza, se transfiere momento hacia afuera, accion de B (viento)]
En el Sistema Solar, aunque la mayor parte de la masa la aporta el Sol, la mayoría del momento angular lo llevan los planetas.
La causa principal de que el momento angular no se conserve es el rozamiento. En la contracción de la nebulosa se conserva el momento angular, de modo que la nube rota cada vez más rápido. Debido a la rotación, el gas que cae forma un disco protosolar.
Por la rotación kepleriana del disco de acreción, hay fricción entre regiones a diferentes distancias, de forma que el materia va perdiendo energía y cayendo hacia la protoestrella.
La masa de la estrella aumenta y se va frenando.
A su vez, el material externo se acelera, es decir, el momento angular se transfiere del interior al exterior.
La acción del intenso B generado por la protoestrella también es relevante para la transmisión de momento porque
1) las lineas de campo giran mas rapido que el disco, transfiriendole momento
2) el B genera un intenso viento protoestelar que pierde mom. ang.
¿A qué se debe el color rojizo de las nebulosas de emisión?
estrellas jóvenes y calientes emiten radiación UV provoca la ionización del H de estas nubes cercanas.
Los átomos de H se recombinan (recapturan e-), hasta un equilibrio cuando el ritmo de ionización = de recombinación, (-10.000K).
Tras la recombinación, los e- caen en cascada hacia el estado fundamental > espectro de emision
La intensidad de la linea H explica el color rojizo de estas nebulosas.
Qué condíciones físicas debe tener una nube de gas para que se produzca a partir de ella la formación estelar?
-G > F(P) which true if M > M(Jeans) which goes up w T and down w ρ, so a cool dense cloud = optimal
Para que la nube se contraiga es necesario que la gravedad supere a las fuerzas de presion,
lo que sucede si su masa es superior a la masa de Jeans. La masa de Jeans aumenta con la
temperatura y disminuye con la densidad de particulas, de forma que para que una nube se
contraiga es preferible que sea densa y fria
Por qué las estrellas nacen en grupos?
Como la nube no tiene densidad uniforme, se da un proceso de fragmentación: diferentes trozos de la nube se contraen por separado. La fragmentacion se produce en pasos sucesivos, dando lugar a un grupo de estrellas con una tipica distribucion de masas
What’s seeing?
Se trata del efecto distorsionador de la atmósfera sobre las imágenes de objetos astronómicos
El seeing está causado por las turbulencias atmosféricas que causan variaciones de ρ y deforman el camino óptico recorrido por los rayos de luz de objetos celestes
Ésto limita la resolución de los telescopios terrestres al valor del seeing, es decir, la resolución real es el disco de seeing y no la de su límite de difracción (θ)
Su efecto para los telescopios situados en órbita es nulo pues están por encima de la atmósfera
Cual tiene mejor resolucion, D=10m o D=5m?
10m
(Des)ventajas de telescopios espaciales vs. terrestres
Nombra dos que conozcas y su λ
Space Pros
[no seeing, all λ available]
Cons
[$$$, repairs]
Las ventajas que presentan los telescopios espaciales frente a los terrestres tenemos que no presentan extinción atmosférica, tienen todas las frecuencias accesibles (pues la atmósfera es opaca a algunas frecuencias) y no tienen problemas de turbulencias atmosféricas (por lo que no necesitan de óptica adaptativa)
[no seeing, all λ available]
Como desventajas tenemos que se tratan de misiones más caras, requieren de un mantenimiento y operaciones mayores, se encuentran en condiciones extremas y presentan una vida útil limitada
[$$$, repairs]
Hubble (HST): visible, UV e IR cercano
Gaia, Kepler: visible
Kepler visible
JWST: IR
Einstein: Rayos X
Fermi: rayos γ
WMAP: Microondas (fondo cósmico)
(Des)ventajas de método velocidad radial para exoplanetas
[RE: muchas masas rolling downhill fast]
PROS (2)
Estima masa
Sistemas multiples allowed
CONS (4)
Solo límite inferior de la masa
Medidas de alta precisión (-> solo aplicable a estrellas cercanas)
Dificil para órbitas grandes
Sólo es aplicable a estrellas con masas menores a 1,4Mo
Explica método microlentes gravitacionales para exoplanetas
El metodo consiste en observar las variaciones de intensidad del brillo (magnitudes) de
una estrella lejana
La luz de esta estrella es desviada por el campo gravitacional de otra + cerca
Si ademas un planeta orbita la estrella mas cercana, puede causar anomalias detectables
en la curva de magnificacion frente al tiempo
(Des)ventajas de método de transitos para exoplanetas
Pros:
- smoler than Vrad possible (and smol tel.)
- sist. multiples also poss.
- radio
Cons:
- vers 90º
- T cortos (trans. frecuente)
- fu
[RE: trans have smol dicks tucked 90º inwards]
pros:
permite detectar planetas más pequeños que por ejemplo el método de v. radial. Permite detectar sistemas múltiples además de obtener parámetros de gran importancia como el radio del planeta. Además se puede hacer con telescopios pequeños
Cómo podemos estudiar las atmósferas de los planetas extrasolares?
A partir del método de tránsitos
Durante el eclipse del planeta (planeta detrás de la estrella) se puede hacer espectroscopia de la emisión del planeta. Restando el espectro en el eclipse (estrella más planeta) del espectro de la estrella (solo estrella), se puede determinar la emisión térmica del planeta, una estimación de su temperatura y obtener un espectro del planeta de donde se deduce la composición química y condiciones de su atmósfera
Durante el tránsito (planeta delante de la estrella) del planeta se puede hacer espectroscopia de transmisión. Al atravesar la atmósfera del planeta, la luz de la estrella es afectada (absorbida en ciertas longitudes de onda, bloqueada o dispersada por nubes, etc.)
Que son los Júpiters calientes?
¿Por qué este tipo de objetos son relativamente fáciles de detectar?
exoplanetas cuya masa está cerca o excede la de Júpiter y además orbitan cerca de su estrella (alrededor de 0.05 UA)
densidad baja (en comparación a jovianos) debido a altonivel de insolación
ez to detect bc las actuales técnicas lo favorecen esp. las 2+ exitosas
1) tránsitos y
2) vel rad
Estas técnicas necesitan órbitas pequeñas para detectar varios periodos orbitales y así confirmar, además de masas grandes para obtener mayor curva de velocidad radial (método de velocidad radial) o mayores diferencias de brillo en la estrella (método de tránsitos)
(*) Se cree que en todos ellos se ha producido una migración planetaria, ya que no debería haber masa suficiente tan cerca de la estrella para que se forme un planeta de ea masa
Cuanto más cerca esté el exoplaneta de la estrella y más grande sea, mayor variación habrá en el brillo de la estrella
