709
edits
Difference between revisions of "Estrelles: magnituds observables i propietats físiques"
From Potatopedia
Estrelles: magnituds observables i propietats físiques (view source)
Revision as of 14:52, 25 September 2019
, 14:52, 25 September 2019Acaba la classe
(Partial save) |
(Acaba la classe) |
||
| Line 22: | Line 22: | ||
== Tema 1. Estrelles: magnituds observables i propietats físiques == | == Tema 1. Estrelles: magnituds observables i propietats físiques == | ||
* (fins fa dos anys) L'element bàsic per extreure informació del cosmos més enllà de l'atmosfera terrestre són els fotons (musons que interactuen amb la matèria). (tot i que ara hi ha les ones gravitacionals, els neutrins, etc., però tot això encara és bastant nou) | |||
* Usarem l'àtom de Bohr: un nucli atòmic i uns orbitals quantitzats. Amb això ens és prou per conèixer les interaccions dels fotons amb la matèria. | |||
** Excitació: d'estat fonamental a un estat superior. (tant si és excitació com desexcitació: <math>\Delta E = | E_j - E_i | = h \nu</math>, on <math>h = 6.626 \cdot 10^{-34} \text{J} \cdot \text{s} = 6.626 \cdot 10^{-27} \text{erg} \cdot \text{s}</math> constant de Planck) | |||
** Ionització: electró és lliberat de l'àtom. Generalment l'energia necessària és de l'ordre d'uns quants electronvolts (1 electron-volt = 1 eV = <math>1.6022 \cdot 10^{-19} \text{J}</math>) | |||
*** Reaccions nuclears de fisió o fusió és milions de vegades més energètiques que les reaccions químiques. | |||
** Recombinació: electró lliure és capturat per un àtom i emet el fotó correponent. | |||
* Gasos donen un espectre continu per les densitats altes (estrelles com el Sol), líquids i sòlids no perquè les densitats són més baixes. | |||
* Les construccions atòmiques han de ser a temperatures de baixes, perquè si no quan dos àtoms s'intenten unir xoquen i "hasta luego lucas". | |||
=== Espectre continu/radiació contínua === | |||
* Amb molt bona aproximació, molts objectes (com per exemple les estrelles) emeten com un cos negre. Així doncs, podem descriure molt bé la seva distribució d'energia com una distribució de Planck de cos negre. | |||
** Cos negre: tota la energia que incideix en ell la reflecteix, així que no absorbeix cap. | |||
** Radiació de cos negre: se suposa que és del tipus tèrmic (és la que utilitzarem; es diu així perquè té a veure amb la temperatura del cos). | |||
@TODO: inserir effectivetemperature_extraterrestrial.png | |||
'''Llei de Planck:''' <math>I(\nu, T) = \frac{2 h \nu^3}{c^2} \frac{1}{e^{\frac{h\nu}{K_B T}} - 1}</math>, <math>K_B</math> és la constant de Boltzman. <math>I(\nu, T)</math> és l'energia per unitat de temps, emesa per unitat d'àrea per radiador, observada per unitat d'angle sòlid i mesurada per unitat de freqüència. | |||
