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CHECKLIST
Clase de teoría
Título de la clase
Temario
Prialnik
Práctico
Introducción al curso
¿Qué es una estrella?
1.1 (1)
Concepto de estructura
Concepto de evolución
Ecuación de continuidad de la masa
Perfi l de densidad
Suposiciones iniciales
1.3 (3)
Ecuación de movimiento
2.3 (2)
Equilibrio hidrostático
Interpretación
Primeras aplicaciones
Energía potencial gravitatoria
Equilibrio termodinámica local
2.1 (2)
Ecuación de la energía
2.2 (2)
Interpretación
Teorema del Virial
2.4 (3)
Aplicaciones
Tiempo dinámico
2.8 (4)
Tiempo térmico
2.8 (4)
Tiempo nuclear
2.8 (4)
Ecuación de la energía total
2.5 (2)
Cambio de la energía total
Capacidad calorífi ca negativa
Interpretación
Integral de presión y ecuación de estado
3.1 (3)
Gas ideal de iones
3.2 (2)
Gas ideal de electrones
Gas degenerado de electrones no relativistas
3.3 (5)
Gas degenerado de electrones relativistas
3.3 (1)
Presión de radiación
3.4 (1)
Presión total
Comparación de las presiones
Energía interna del gas y la radiación
3.5 (1)
Energía de ligadura en núcleos atómicos
4.1 (3)
Tasas de reacciones nucleares
4.2 (3)
Energía de Gamow
Combustión de H
4.3 y 4.4 (5)
Combustión de He
4.5 (2)
Combustión de C y O
4.6 (2)
Combustión de Silicio
4.7 (1)
Procesos s y r
4.8 (2)
Producción de pares
4.9 (1)
Fotodesintegración de Fe
4.10 (1)
Ecuación de estado politrópica
Exponente adiabático
3.6 (3)
Transferencia radiativa
3.7 (4)
Profundidad óptica
Opacidad y emisividad
Atmósfera solar
Ecuaciones de evolución y estructura
2.7 (1)
2.8 (1)
Ecuaciones de composición
2.6 (3)
Condiciones de contorno
El “teorema" de Vogt-Russell
Justifi cación
5.3 (2)
Ecuación de Lane-Emdem
5.3 (3)
Relaciones
14
La masa de Chandraseckar
La masa de Chandraseckar
5.4 (2)
Luminosidad de Eddington
5.5 (2)
El modelo estándar
5.6 (5)
Modelo de la fuente puntual
5.7 (3)
Modelo analítico de la secuencia principal
7.4 (7)
Homología
7.4 (1)
Tiempo de permanencia en la secuencia principal
7.4 (1)
Estabilidad dinámica
6.3 y 6.4 (4)
Compresiones y expansiones adiabáticas
Retorno al equilibrio
Gas de electrones degenerados relativistas
Presión de radiación
Estabilidad debida al cambio en el número de
partículas
Estabilidad térmica
6.1 y 6.2 (5)
Inestabilidad de lámina delgada
6.2 ()
Convección
6.5 (3)
Inestabilidades debidas a la convención
6.6 (4)
Aplicaciones de la convección
Zonas de las ecuaciones de estado
7.1 (3)
Umbrales para la quema de elementos
7.1 (2)
Zonas de inestabilidad
7.1 (1)
Evolución del centro estelar
7.2 7.3 (7)
Evolución del centro estelar
7.2 7.3 (7)
Estimación de la masa estelar mínima y máxima
7.3 (1)
Evolución de la estructura interna
7.5 (3)
Resultados de modelos numéricos
7.6 (3)
Luminosidad
Sistemas de magnitudes
Temperatura efectiva
Colores fotométricos
Absorción interestelar y enrojecimiento
Análisis básico de espectros
Estrellas binarias y masas estelares
Leyes de Wien
Ley de Stefan Boltzmann
Radios estelares
Secuencia principal
Rama de las sub-gigantes
Rama asintótica
Rama horizontal
Pre-secuencia principal
Enanas blancas
Enanas marrón
Super-gigantes
Otros tipos de estrella
Calculo del diagrama H-R a partir de observables
Función de masa
Relación masa-luminosidad
Función de luminosidad
Visión global de la evolución estelar
10.5 (5)
Formación estelar
Formación de porto-estrellas
10.1 1.2 (5)
Evolución pre-secuencia principal
8.1 (7)
La secuencia principal
8.2 (5)
Dependencia con Z
Los neutrinos solares
8.3 (3)
28
Gigantes rojas
Gigantes rojas
8.4 (6)
20
La rama horizontal
8.5 (5)
La rama asistólica de las gigantes
8.6 (5)
Nebulosas planetarias
8.7 (3)
Enanas blancas
8.8 (7)
Estrellas masivas
8.9 (3)
Supernovas (I)
9.1 9.2 9.3
(11)
Núcleos más pesados que el Fe
Estrellas de neutrones
9.4 (5)
Agujeros negros
9.5 (2)
Equilibrio termodinámico local y ecuación de la
energía interna del gas
3
Energía total de una estrella y capacidad
calorífi ca negativa
6
Modelos politrópicos
13
17
Estabilidad dinámica. Condición de estabilidad.
18
Estabilidad dinámica. Confi guraciones inestables.
19
Estabilidad debida al cambio en el número de
partículas
20
21
Inestabilidad de lámina delgada
22
Transferencia de energía por convección
Inestabilidad térmica secular
El teorema del virial, corolario y primeras
aplicaciones
4
Introducción, suposiciones básicas y la ecuación
de continuidad de la masa
1
7
Fuentes de presión en el interior estelar: Gases
ideales
Energía interna del gas y la radiación. Exponente
adiabático.
10
Transferencia radiativa. Profundidad óptica,
opacidad y emisividad
11
12
Modelos simples de estructura estelar
Diagramas color-magnitud de poblaciones
estelares simples y compuestas
24
26
La pre-secuencia principal
29
Rama horizontal y rama asintótica de las gigantes
30
Nebulosas planetarias y enanas blancas
25
Obtención del diagrama H-R a partir de
observaciones
31
Supernovas
23
El diagrama de densidad vs. temperatura
9
Reacciones y procesos nucleares
La secuencia principal
27
Modelo análitico de la secuencia principal
16
5
15
El modelo standard y el modelo de fuente puntual
2
Ecuación de movimiento y equilibrio hidrostático
TERCER PARCIAL
PRIMER PARCIAL
SEGUNDO PARCIAL
Fuentes de presión en el interior estelar: Gas
degenerado de electrones y presión de radiación
8
1
2
3
4
6
7
8 y 9
10
12
11
13
14
15
16
17
18
19
21
22
23
5
Tiempos característicos de la evolución estelar
