1 Conteste si son verdaderas (V) o falsas (F) las siguientes

1 Conteste si son verdaderas (V) o falsas (F) las siguientes

Examen de Fı́sica del Cosmos. Junio 2005. U. La Laguna
Tiempo de ejecución: 50 minutos. Puntos: 3.5
Nombre y Apellidos:
1
Conteste si son verdaderas (V) o falsas (F) las siguientes
afirmaciones:
• ( ) El plano fundamental en las coordenadas horizontales es el del horizonte del lugar.
• ( ) El plano fundamental en las coordenadas galácticas es el plano definido por las nubes de HI
presentes en la galaxia.
• ( ) NGC7725 es tal como está catalogada la estrella más brillante de la constelación de Orión en el
New General Catalogue.
• ( ) El dı́a (terrestre) sidéreo es más corto que el sinódico.
• ( ) El año trópico se define como el tiempo entre dos pasos sucesivos del Sol por el punto vernal.
• ( ) Los cúmulos galácticos se encuentran mayoritariamente en el halo de la galaxia.
• ( ) Las novas son estrellas variables eruptivas que aparecen al principio de la formación estelar.
• ( ) La densidad de flujo luminoso de un astro disminuye con la distancia ∝ 1/r 2 .
• ( ) La edad del universo puede estimarse calculando la inversa de la constante de Hubble.
• ( ) El exceso de color de un astro aumenta con la distancia a la que se encuentra.
• ( ) Las rayas de Balmer y las de Lyman las producen el H y el He respectivamente.
• ( ) La culminación de un astro es el momento en el que pasa por el meridiano del lugar.
• ( ) Las rayas del CaII destacan en los espectros de estrellas de tipos B y A.
• ( ) Las bandas moleculares aparecen en los espectros de estrellas tardı́as.
• ( ) La velocidad de rotación observada en las galaxias espirales es del tipo kepleriano a medida que
nos alejamos del centro.
• ( ) La fuerza de marea en la Tierra debida a la Luna es mayor que la debida al Sol.
• ( ) La formación de sistemas planetarios podrı́ayudar a explicar parcialmente las velocidades de
rotación observadas en estrellas.
• ( ) El
56
F e se produce en el interior de estrellas de M ≤ 3M .
• ( ) Las rayas de Balmer son más fuertes en las estrellas del tipo G como el Sol.
• ( ) En los telescopios nocturnos se suele poner calefacción para evitar que las astrónomas estén
ateridas de frio.
• ( ) La distancia a un cúmulo estelar la podemos determinar comparando su diagrama HR con el de
otro cuya distancia sea conocida.
• ( ) Las variables cefeidas pueden utilizarse como indicadores de distancia al objeto al que pertenecen.
• ( ) Empı́ricamente se encuentra que las estrellas de la SP verifican una ley del tipo : L ∝ M α con
3 ≤ α ≤ 5.
• ( ) Las supernovas son galaxias con núcleos muy activos en los que se producen grandes explosiones.
• ( ) La masa de Jeans es la masa lmite que pueden tener las nebulosas planetarias
• ( ) Un espectro de absorción se produce cuando se tiene un plasma a alta temperatura.
• ( ) En las estrellas de tipo espectral O y B la presión de radiación no es importante.
• ( ) Las estrellas evolucionan hacia gigante roja quemando H en capa.
• ( ) Las supernovas se observan porque aumentan de magnitud ≈ 20 unidades en cuestión de horas.
• ( ) En las galaxias elı́pticas hay una banda de gas y polvo en el plano principal de la galaxia.
• ( ) Una forma de estudiar el medio interestelar es mediante las observaciones en la raya de 21 cm
que produce el HII.
• ( ) Las supernovas de tipo I pueden utilizarse como indicadores de distancia porque su magnitud
absoluta está correlacionada con su periodo.
• ( ) En las binarias eclipsantes, aunque no se conozca su distancia, se puede conocer las masas y
radios a partir de sus curvas de luz.
• ( ) Los elementos más pesados que el 56 F e se producen en el interior estelar de estrellas muy masivas
por combustión de elementos más ligeros.
• ( ) Las nebulosas planetarias son el final de la evolución de estrellas masivas M 3M .
• ( ) La ecuación del tiempo es la diferencia entre el tiempo solar verdadero y el tiempo solar medio.
• ( ) El colapso gravitatorio sólo proporciona energı́a en el momento de la formación estelar.
• ( ) En las estrellas de tipos G y K la contribución del ”scattering” de electrones libres a la opacidad
es la aportación más relevante.
• ( ) A Edwin P. Hubble se le conoce por descubrir la ley que relaciona el periodo con la luminosidad
de las estrellas cefeidas.
• ( ) El ritmo de combustión del
12
C es más lento que el del 4 He.
• ( ) En sistemas binarios visuales, conocida la distancia, pueden obtenerse todos los parámetros
orbitales.
• ( ) Los radios estelares los podemos conocer si conocemos el tipo espectral y la magnitud absoluta
de las estrellas.
• ( ) Todos los elementos quı́micos que conocemos se formaron durante la fase inicial del Big Bang.
• ( ) Una galaxia tipo Sb es una espiral barrada.
• ( ) A Jan Oort se le conoce por su trabajo de medidas precisas de los primeros paralajes estelares.
• ( ) Las galaxias elı́pticas se clasifican como En, donde n es el número correspondiente en el catálogo.
• ( ) El albedo geométrico p de un planeta se define como el cociente entre la energı́a solar reflejada
por el propio planeta y la recibida del Sol.
• ( ) La ley de Hubble relaciona la magnitud aparente con el desplazamiento hacia el rojo, conocida
la extinción interestelar.
• ( ) Los núcleos de las estrellas situadas en la baja SP son convectivos.
• ( ) Las estrellas de baja masa se sitúan en la alta SP en un diagrama HR, especialmente si tienen
poca extinción interestelar.
• ( ) La radiación de fondo cósmico presenta un espectro de cuerpo negro a 27 K de temperatura.
• ( ) Los cúmulos globulares contienen estrellas de población I.
• ( ) El disco de las galaxias espirales es un lugar de formación estelar en la actualidad.
• ( ) Lo de la existencia de masa oscura en las galaxias es un camelo que no se sostiene en ninguna
observación.
• ( ) La situación del Sol en la Via Láctea es a ≈8.5 Mpc de su centro.
• ( ) En cualquier sistema fotométrico la mbol ≥ mV .
• ( ) Los ı́ndices de color sirven como indicadores de la temperatura de las estrellas.
• ( ) El ”año galáctico” (tiempo en que la VL da una vuelta sobre sı́ misma) es del orden de 2.5
millones de años terrestres.
• ( ) El centro de la galaxia lo podemos observar mejor en el UltraVioleta desde el espacio exterior a
la Tierra ya que la extinción interestelar es menor en esta zona del espectro.
• ( ) Los cuasars son estructuras de un tamaño cuasi-estelar con luminosidades propias de galaxias.
• ( ) Si la estrella polar pasa por el zenit de un lugar es que su latitud coincide con la oblicuidad de
la ecliptica.
• ( ) Los telescopios solares normalmente están situados a unas decenas de metros por encima de la
superficie para minimizar los efectos nocivos en las imágenes de la convección diurna.
• ( ) En el sistema solar los planetas gaseosos son más densos que los terrestres
• ( ) A Annie J. Cannon se le conoce por su trabajo en la clasificación de espectros estelares.
• ( ) El plano fundamental para las coordenadas eclı́pticas es el de la órbita de la Tierra.
• ( ) El origen de las coordenadas galácticas está en el centro de la Via Láctea.
• ( ) Si las estrellas salen y se ponen perpendicularmente al horizonte en los equinoccios es que estamos
en el ecuador.
• ( ) Si todas las estrellas son visibles a lo largo del año estamos en el Polo Norte.
• ( ) Las estrellas muy masivas tienen una vida media mayor que las de baja masa ya que tienen más
H para quemar.
• ( ) A la banda de nubes interestelares que hay en el plano de la V.L. se le llama ”cinturón de
Kuiper”.
Examen de Fı́sica del Cosmos. Junio 2005. U. La Laguna
Tiempo de ejecución: 180 minutos. Puntos: 6.5
SÓLO DEBEN RESOLVER 4 DE LOS 5 PROBLEMAS SIGUIENTES
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Nombre y Apellidos:
1. La estrella Deneb (α Cyg), clasificada como A2Ia, está situada a 500 pc de nosotros. Tiene una
Tef =8400 K y se ha podido medir, mediante interferometrı́a, un diámetro de 0.0038”. Calculen:
(a) Su radio y su luminosidad en unidades solares.
(b) Sus magnitudes, aparente y absoluta, suponiendo que la extinción interestelar es despreciable.
2. El planeta Neptuno está situado a 30.092 UA del sol y su órbita es casi circular (e=0.011). Su
magnitud V0 =7.84, su albedo geométrico es p=0.51 y la integral de fase es q=1.4. Se pide:
(a) Demuestren que la temperatura efectiva de su superficie puede escribirse como:
TN = T (1 − A)
1
4
s
R
,
2D
(b) calculen su temperatura y compárenla con la observada, que es de 59.3 K. ¿ Alguna idea sobre
como explicar la diferencia?.
(c) ¿Cuál será la longitud de onda de emisión del máximo de radiación proveniente del propio
planeta?.¿ En qué zona del espectro electromagnético está situada?
3. La galaxia NGC772 es del tipo Sb, parecida a M31. Su diámetro angular es de 7’ y m v = 11.9. Para
M31 estos valores son de 3◦ y mv = 3.2.
(a) Encuentren el cociente de las distancias a las galaxias suponiendo que para galaxias del mismo
tipo: i) sus tamaños son iguales, ii) sus luminosidades son iguales.
(b) Por otro lado, se mide que la velocidad radial de NGC772 es de 2800 km/s y sabemos que
la distancia a M31 es de 0.76 Mpc (obtenida usando cefeidas). Comparen el cociente ahora
obtenido con los resultados obtenidos en el apartado anterior y extraigan las conclusiones que
les parezcan oportunas.
4. Tengamos dos estrellas de 0.8 y 1.2 M con 0.9 y 1.3 R y composiciones quı́micas de (X,Y)=(0.75,0.245)
y (0.75,0.23) respectivamente. Estimen los cocientes entre:
(a) los valores centrales de ρc , Pc y Tc ,
(b) las luminosidades y vidas medias de ambas estrellas.
5. Calculen la hora de tiempo universal del orto, del ocaso, de la culminación y el intervalo de tiempo en
el que estará visible una estrella cuyas coordenadas son α= 4h 24m , δ= 16o en el Observatorio de El
Teide (coordenadas: φ = 28◦ 170 .8 y λ = 16◦ 290 .4W ), para un dı́a determinado cuyo θo = 3h 29m 25s .5
Téngase en cuenta que para este dı́a, el Sol tiene unas coordenadas, referidas al mismo equinoccio
que las de la estrella, de: α= 15h 15m 36s .2, δ= -17o 500 500 .2