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 14:53, 2 October 2019
, 14:53, 2 October 2019Acaba la classe
(Acaba la classe) |
(Acaba la classe) |
||
| Line 95: | Line 95: | ||
# A hot, low-density gas produces an emission-line spectrum. | # A hot, low-density gas produces an emission-line spectrum. | ||
# A continuous spectrum source viewed through a cool, low-density gas produces an absorption-line spectrum. | # A continuous spectrum source viewed through a cool, low-density gas produces an absorption-line spectrum. | ||
@TODO: COPIAR TOT EL QUE HI HA AL FULL DEL DIVENDRES | |||
== Espectroscopia == | |||
[[File:Astro-Equiv-width.gif|thumb]] | |||
El que interessa d'una ratlla d'absorció no és la seva forma, sinó de la seva àrea. | |||
* L'àrea es mesura amb l''''amplada equivalent'''. | |||
* Veure F.2. | |||
=== Amplada equivalent === | |||
<math>W_\lambda \equiv EW = \int_{\lambda_1}^{\lambda_2} \frac{F_\text{cont} (\lambda) - F_\lambda}{F_\text{cont} (\lambda)} d\lambda</math> | |||
* <math>\text{Si } EW > 0 \implies \text{ratlla d'absorció}</math> | |||
* <math>\text{Si } EW < 0 \implies \text{ratlla d'emissió}</math> | |||
=== Redshift === | |||
<math>z = \frac{\lambda_\text{obs} - \lambda_\text{emi}}{\lambda_\text{emi}} \iff 1 + z = 1 + \frac{v_\text{rad}}{c}</math> (<math>v_\text{rad}</math>: velocitat radial, al llarg de la línia de visió) | |||
* Redshift: <math>z > 0</math> | |||
* Blueshift: <math>z < 0</math> | |||
Factor important de l'atmosfera: | |||
* S'ha de fer fora de l'atmosfera perquè si no s'emporta llum, però no només això agafa llum, també partícules que hi ha per l'espai que tot i que la densitat de l'espai és molt petita com que recorre molta distància sí que s'emporta la llum. | |||
[[File:Seeing_Moon.gif|thumb]] | |||
* Efecte de la turbulència (seeing) | |||
** Millors observatoris: fluctuacions de 0.5''-1.0'' d'arc. seeing-reconstruction-movie.gif | |||
[[File:Astro-Adaptive-optics.jpg|thumb]] | |||
** Per corregir-ho, els telescopis utilitzen òptica adaptativa: envien un làser, i saben com fluctua l'atmosfera, així que saben on apuntar la lent. | |||
Telescopis: no fets de lents (perquè seria molt gran, i en aixecar-ho potser es va cap a baix una mica (potser 3 micres, però ja té efectes rellevants i perdem precisió)), sinó fets de miralls (molts junts de forma hexagonal). Jugant amb els miralls, amb actuadors (molles), es va movent lleugerament el focus que faci que es centri cada cop el fotó que ve de l'objecte que vols observar, per evitar l'efecte seeing. | |||
Enviar un kg a l'atmosfera per la NASA, val 1 milió d'euros. | |||
[[File:Astro-FWcalc1.gif|thumb]] | |||
Disc d'Airi: 1er mínim. <math>\sin(\theta) = 1,22 \lambda / D</math>, on <math>D</math> és el diàmetre de l'objectiu i <math>\theta</math> és l'angle de resolució. | |||
Amb la interferometria es pot sintetitzar una D més alta. (però només amb longituds d'ona llargues) | |||
[[File:Astro-FWcalc2.gif|thumb]] | |||
Teorema del límit central -> tindrem una Gaussiana/distribució normal al final. | |||
* Full width half maximum: <math>FWHM \approx 2,355 \sigma</math> (Gaussiana) | |||
L'atmosfera, per tenir una temperatura, també emet radiació, però per sort no en l'espectre visible (si no no veuríem el cel amb els nostres ulls). | |||
[[File:Astro-Nskyspec.gif|300px]] | |||
