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WorksheetsCuestionario de Astrofísica
Total questions: 80
Worksheet time: 40mins
¿Cuál es el principal motivo por el cual los rayos gamma no se estudiaron hasta muy entrado el siglo XX en astronomía?
Porque son muy difíciles de detectar.
Porque prácticamente no interaccionan con la materia.
Porque la atmósfera es opaca en esas longitudes de onda.
Porque hasta entonces no había existido el programa militar Vela.
Si existen en el universo regiones que alcanzan los millones de kelvin, como el núcleo de las estrellas, ¿por qué consideramos que toda la radiación hard X-ray y gamma es de origen no-térmico?
Porque esos entornos tan calientes son también muy densos y, por lo tanto, ópticamente opacos.
Porque la temperatura no está bien definida en esas regiones.
Porque la radiación se produce en colisiones no aleatorias.
Porque los fotones tardan mucho tiempo en salir de los núcleos de las estrellas.
¿Puede un barión, en el vacío, decaer a un mesón sin emitir ninguna otra partícula masiva?
Sí, siempre que se conserven el momento y la energía.
Sí, siempre que se conserven la energía y la carga.
No, porque no podría conservarse la carga en ningún caso.
No, porque tendría que dar lugar a un quark aislado.
¿Por qué la radiación gamma fruto del decaimiento de isótopos radiactivos presenta líneas de emisión y la generada por otros canales no?
Porque el número de núcleos capaces de decaer debe ser entero, no es una distribución continua, dando lugar a una emisión discreta.
Porque la emisión gamma responde a una transición nuclear, que está regida por las leyes de la cuántica y, por lo tanto, los saltos energéticos están cuantizados.
Porque el número de opciones posibles en una cadena protón-protón es limitado.
Porque los isótopos suelen encontrarse en objetos puntuales, no difusos.
En el LHC se han conseguido alcanzar energías de 6.5 TeV por haz, para después hacer colisionar dos haces y detectar las partículas que se generan. Basándonos exclusivamente en consideraciones energéticas, ¿qué masa máxima podría tener una partícula generada en esa colisión?
Aproximadamente 2·10^24 kg
Aproximadamente 1·10^24 kg
Aproximadamente 2·10^21 kg
Aproximadamente 1·10^21 kg
El concorde es el avión comercial más rápido de la historia, siendo capaz de hacer el trayecto París – Nueva York en 3 horas y media. Si su velocidad máxima era de 2179 km/h, ¿Sabes cuál era su factor de Lorentz, sin calcularlo?
2.5
1 + 2·10^-12
2·10^-12
2·10^-12 fd.
Calcula y responde, ¿de qué diámetro veríamos los anillos de Júpiter si pasásemos a su lado en una nave espacial a un 99.9% de la velocidad de la luz?
Del tamaño aproximado del sol.
Del tamaño aproximado de la mitad del sol.
Del tamaño aproximado de Betelgeuse (800 veces el tamaño del sol).
Cuatro veces más grande que el sol.
En el ejemplo anterior, ¿de qué forma percibiríamos los anillos, vistos desde la nave?
Con la misma forma que vería un observador en reposo.
Totalmente circulares, por la distorsión espacial.
Ovalados, mucho más alargados en la dirección del movimiento que en la perpendicular.
Ovalados, mucho más alargados en la dirección perpendicular al movimiento del observador.
¿Qué diferencias hay entre los observatorios gamma terrestres y los montados en satélites?
Los observatorios terrestres pueden alcanzar energías más bajas.
Los observatorios terrestres son más baratos.
Los observatorios terrestres pueden alcanzar energías más elevadas.
Los observados terrestres tienen más resolución espacial.
En 1963, Frisch y Smith compararon el número de muones provenientes de rayos cósmicos en la cima del monte Washington (1964 m) frente al número de muones a nivel del mar. Su diseño experimental les permitía detectar que los muones tenían una velocidad 0.995c <v<0.999c. Estos investigadores encontraron que el número de muones que detectaban al nivel del mar era mayor del que debían detectar , teniendo en cuenta que el tiempo de vida medio de un muon es de 2.2 microsegundos, ¿A qué puede deberse?
La velocidad de rotación de la Tierra hace que, por contracción de Lorentz, el
tamaño del monte sea menor.
La velocidad de traslación de la Tierra hace que el tiempo del observador sea más
grande.
La velocidad de los muones es tal que su tiempo propio pasa más rápido y, por lo
tanto, llegan antes al nivel del mar.
La velocidad de los muones es tal que su tiempo propio es más lento y, por lo tanto,
decaen en menor número.
¿Por qué la mayoría de los aceleradores de partículas artificiales son circulares?
Para aprovechar la aceleración centrípeta.
Porque el campo magnético produce aceleración perpendicular, aumentando la energía de la partícula.
Porque un campo magnético confina en círculos a una partícula cargada, mientras que otras regiones, con campos eléctricos, se encargan de acelerarla.
Para ocupar menos espacio y abaratar costes.
¿En qué lugar de un acelerador ciclotrón se aumenta la energía de las partículas?
En el hueco central, donde un campo eléctrico ondulante acelera las partículas cargadas a su paso.
En las llamadas cavidades aceleradoras.
En la zona exterior, cuando la circunferencia tiene mayor radio.
En toda la extensión del ciclotrón.
En astronomía, ¿qué diferencia hay entre un acelerador dinámico y un acelerador electromagnético?
El acelerador dinámico acelera las partículas debido a interacciones de colisión, mientras que el acelerador electrodinámico lo hace a través de campos eléctricos y magnéticos.
El acelerador dinámico puede cambiar su output de energía.
El acelerador electrodinámico es capaz de acelerar iones, mientras que el dinámico no.
Ninguna, ambos son lo mismo.
Si una partícula se acerca a una nube de gas con una velocidad v hacia la izquierda y la nube de gas se desplaza con una velocidad V hacia la derecha, si consideramos un choque perfectamente elástico y suponemos que la masa de la nube de gas es M_g >> m_p, entonces, la velocidad de la partícula después de chocar con la nube de gas es:
v-V.
v+2V.
v-2V.
v+V.
El primer mecanismo de aceleración propuesto por Fermi tuvo mucha repercusión, pese a ser un mecanismo poco realista. ¿A qué se debió su buena acogida?
A su capacidad para explicar el origen de todos los rayos cósmicos.
A la fama que ya entonces tenía Enrico Fermi.
A lo complejo de las simulaciones hidrodinámicas que fundamentaban su desarrollo.
A su capacidad de reproducir un espectro de potencias como el que se observa en los rayos cósmicos.
¿Qué diferencia al mecanismo de Fermi de primer orden al mecanismo de Fermi de segundo orden?
El de primer orden se aplica a choques elásticos y el de segundo, a choques inelásticos.
El de primer orden no tiene relevancia en contextos astrofísicos.
Se diferencian en el valor de la potencia de la distribución espectral de partículas, alfa.
Se diferencian en la potencia a la que está elevado el factor de aceleración (V/c).
¿Por qué las líneas de campo no se cierran en los polos de un púlsar?
Se trata de un monopolo magnético.
Porque la alta velocidad de rotación del púlsar hace que, para cerrarse, deberían ir más rápido que la luz.
Porque el campo magnético es demasiado intenso.
Porque el eje de rotación y el eje magnético no están alineados.
En el caso de los púlsares, ¿qué tipo de acelerador tenemos?
Dinámico.
Electrodinámico.
Hidrodinámico.
Circular.
¿Cuál es el orden de magnitud típico del campo magnético de un púlsar?
Unas 100 veces superior al de la Tierra.
Unos 1000 millones de veces superior al de la Tierra.
Unas 1000 veces superior al de la Tierra.
Unas 10^13 veces superior al de la Tierra.
¿Cuándo acaba la fase adiabática de un remanente de supernova?
Cuando las pérdidas radiativas comienzan a tener un valor significativo como para afectar la dinámica del gas.
Cuando la masa del material interestelar desplazado es igual a la masa del choque.
Cuando el campo magnético en el choque es inferior al campo magnético interestelar.
Cuando se supera la velocidad del sonido.
Esta mañana me he levantado con frío, por lo que he decidido subir el termostato del sol un poco, de T=5600 K a T=6600 K. ¿Cuánto ha aumentado la luminosidad del sol?
Aproximadamente un 10 %.
Aproximadamente un 20 %.
Aproximadamente un 40 %.
Aproximadamente un 100 %.
¿Por qué no es estrictamente preciso hablar de cuerpo negro para referirse a un objeto que emite radiación por procesos térmicos?
Porque un cuerpo negro es una idealización, no refleja ningún tipo de luz, y ese tipo de cuerpos no existen.
Porque todos los cuerpos emiten un poco de radiación no térmica.
Porque el negro perfecto no existe en la naturaleza.
Porque solo el CMB es un cuerpo negro ideal.
La energía máxima de la radiación degenerada por una carga que sufre un frenado viene limitada por su:
Velocidad inicial.
Masa
Carga.
A y B son correctas.
Las partículas cargadas que interaccionan con campos EM en fuentes astrofísicas forman parte de plasmas. ¿Por qué para calcular la radiación IC y sincrotrón estudiamos la población de electrones, y no también la de protones?
Porque solo nos interesan partículas con cargas negativas.
Porque la eficiencia IC y sincrotrón es directamente proporcional a la sección eficaz Thompson, que es inversamente proporcional al cuadrado de la masa.
Porque los procesos IC y sincrotrón solo tienen lugar con leptones.
Porque los electrones son más numerosos.
En fuentes en expansión, como los jets, el espectro sincrotrón deja de ser una curva con dos pendientes muy marcadas, como en la Fig. 6, para aplanarse por arriba. ¿A qué se debe?
A que los diferentes puntos del jet tienen diferentes composiciones, alternando el espectro.
A que los diferentes puntos del jet tienen diferentes diámetros, por lo que varía la opacidad de la fuente.
A que las partículas se van frenando según avanzan en el jet.
A que las partículas van escapando del jet, dejándolo cada vez menos denso.
Si en una fuente observamos una emisión sincrotrón inferior a la emisión IC, ¿qué conclusiones podemos sacar?
Que la fuente no tiene campo magnético.
Que la densidad de energía del campo de fotones es mayor que la densidad de energía magnética.
Que debe existir una fuente de fotones infrarroja cercana.
Que la ratio “densidad de fotones” entre “campo magnético” es mayor que uno.
El scattering IC tiene dos regímenes muy marcados, en función de la energía de los electrones incidentes y los fotones target, son los llamados límites de Thompson y de Klein-Nishina. ¿Qué diferencias presentan?
En el régimen de Thompson la sección eficaz es mayor y, por lo tanto, son más frecuentes las interacciones.
En el régimen de Klein-Nishina, las interacciones son más numerosas y, por lo tanto, el IC es más notable.
En el régimen de Klein-Nishina, la sección eficaz es menor y, por lo tanto, los
fotones se absorben menos y recibimos más fotones gamma.
En el régimen de Thompson no hay que tener en cuenta efectos relativistas.
¿Qué efectos produce el Doppler boosting?
Produce una alteración en la energía de los fotones, visible desde cualquier ángulo.
Produce un aumento en la energía de la radiación, pero solo dentro de un cono de ángulo 1/$ alrededor de la dirección del observador.
Produce un aumento en la longitud de onda de la radiación, en la dirección de propagación del medio emisor.
Produce un aumento en la energía final de la radiación, pero solamente en la dirección de propagación del medio emisor.
Si en un proceso de desintegración de un pión neutro se producen dos fotones, ¿por qué podemos ignorar uno de ellos y centrarnos en el otro?
Porque uno de ellos es automáticamente reabsorbido, para conservar los números cuánticos.
Porque uno de los fotones es emitido en una dirección que forma un ángulo de 90 grados con la dirección de movimiento del pión.
Porque uno de los fotones llevará mucha más energía que el otro, en función de su dirección con respecto a la dirección original del pión.
Porque uno de los fotones es de intercambio.
¿Qué procesos pueden jugar un papel relevante en la absorción de fotones gamma?
El desplazamiento al rojo gravitacional.
La creación de pares electrón-positrón.
El efecto fotoeléctrico.
Todas las anteriores.
La diferencia principal entre un remanente de supernova y una nebulosa de viento de púlsar es:
Que el remanente de supernova solo emite radiación sincrotrón.
Que en el remanente de supernova no se observa un púlsar activo en tu interior.
Que la nebulosa de viento de púlsar proviene de un evento de supernova.
Que la nebulosa de viento de púlsar no tiene emisión no térmica.
Si una estrella ordinaria se sostiene por la presión de radiación de su núcleo y una enana blanca se sostiene por la presión de degeneración de los electrones, ¿qué fuerza sostiene las estrellas de neutrones?
La presión de radiación no térmica.
El intenso campo magnético.
La presión de degeneración hadrónica.
La presión de vacío.
¿Cómo cambia la luminosidad no térmica de un remanente de supernova con el tiempo?
Aumenta con el tiempo, dado que aumenta su superficie.
No varía en el tiempo, son emisores muy estables.
Disminuye con el tiempo, según el material eyectado va difundiéndose en el espacio interestelar.
Solo puede observarse en algunos momentos de su órbita.
¿En qué sistema binario es más sencillo que se dé acreción?
En un sistema en que la estrella compañera supere el lóbulo de Roche.
En un sistema con estrellas muy masivas.
En un sistema con estrellas con vientos muy potentes.
En un sistema en que el objeto compacto supere el lóbulo de Roche.
Las binarias de rayos X pueden dividirse en binarias de alta y baja masa (HMXB y LMXB,
respectivamente). ¿A qué hace referencia esta clasificación?
A la masa del sistema compacto.
A la masa de la estrella compañera.
A la masa total del conjunto.
A la masa promedio del viento estelar.
Los discos de acreción son estructuras que se forman porque...
...los momentos angulares del objeto compacto y la compañera no son paralelos.
...los momentos angulares del objeto compacto y la compañera son perpendiculares.
...el momento angular del material que cae debe conservarse.
...se supera el lóbulo de Roche.
Un disco de acreción es un excelente conversor de materia en energía.
Es capaz de transformar entre un 10 y un 40% de la materia que contiene en energía, en función del momento angular del objeto compacto central.
Es capaz de transformar entre un 1 y un 4% de la materia que contiene en energía, en función de la masa del objeto compacto central.
Es capaz de transformar entre un 50 y un 100% de la materia que contiene en energía, en función del momento angular del objeto compacto central.
Es capaz de transformar entre un 0.1 y un 0.5% de la materia que contiene en energía, tanto como las reacciones nucleares.
Hemos detectado una fuente galáctica de rayos gamma, que emite solamente cada 4 años. ¿De qué tipo de fuente podría tratarse?
Podría ser un remanente de supernova, ya que su tamaño típico es de un radio de 2 años luz, lo que explicaría el periodo en la señal.
Podría tratarse de un microcuásar y que solo estuviésemos recibiendo la señal cuando uno de sus jets apunta hacia nosotros.
Podría tratarse de una binaria no acretante, y que solo estuviésemos recibiendo la señal cuando el objeto compacto cruza el disco de decreción de la estrella compañera.
Las respuestas B y C son correctas.
¿Por qué es más difícil encontrar AGN en galaxias aisladas, en contraposición a las galaxias interaccionando con otras?
Porque las galaxias aisladas no forman parte de clústeres y, por lo tanto, no tienen suficiente material intergaláctico para acretar.
Porque las galaxias aisladas no suelen tener mucho gas.
Porque en las galaxias aisladas las órbitas son estables y el gas no cae fácilmente al SMBH central.
Porque las galaxias aisladas se encuentran a redshifts muy bajos.
Desde su descubrimiento, se supuso un origen extragaláctico de los GRB debido a su
distribución isotrópica en el cielo. No obstante, no fue hasta que se pudo medir su redshift
que se confirmó esta hipótesis. ¿Por qué se tuvo que esperar a encontrar su contrapartida en óptico?
Porque en óptico tenemos instrumentos mucho más sensibles a la longitud de onda de la luz y es más fácil medir el redshift.
Porque su redshift es tan elevado que las líneas de emisión X están desplazas al óptico.
Porque no tienen líneas de emisión X.
Porque el redshift solo está bien definido en óptico.
¿Qué descubrimiento ratificó que el origen de los GRB cortos era una colisión entre estrellas de neutrones?
El histograma de GRBs en función de su duración.
Las primeras medidas en otras longitudes de onda.
La detección de una onda gravitacional compatible con un evento.
El delay temporal, fruto de la relatividad general.
¿A qué se debe que seamos capaces de observar eventos que suceden en una fuente de tamaño estelar, a distancias extragalácticas? Si en los AGN necesitábamos de todo el poder
de acreción de un SMBH para detectarlos, ¿por qué detectamos GRBs, mucho más
pequeños?
Porque sus velocidades típicas son relativistas.
Porque solo vemos los GRBs cuyos jets apuntan en nuestra dirección, que están muy amplificados por doppler boosting.
Porque al ser un evento tan corto, generan más energía que la que genera un
quasar.
Porque se suman las contribuciones de luminosidad de todas las longitudes de
onda, desde el radio hasta el gamma.
¿Cuál fue el primer indicio de la existencia de núcleos de galaxias activos?
La detección del primer quasar.
El descubrimiento del agujero negro supermasivo del centro de la Vía Láctea.
El descubrimiento de galaxias con un perfil de luminosidad muy prominente en su núcleo.
El descubrimiento del primer GRB.
¿Qué información puede darnos el ancho de una línea de emisión?
Información sobre la temperatura del objeto emisor.
Información sobre la distancia a la que se encuentra el emisor.
Información sobre la velocidad de rotación del emisor.
Las respuestas A y C son correctas.
¿Qué distingue a una galaxia Seyfert 1 de una galaxia Seyfert 2?
Sus luminosidades son drásticamente distintas.
Sus morfologías en óptico.
La existencia de líneas de emisión anchas.
La existencia de líneas de emisión estrechas.
¿Si observamos un AGN en gamma, qué información nos da sobre este?
Nos da información sobre la dirección de sus jets.
Nos da información sobre la posición del toro.
Nos da información sobre la distancia a la que se encuentra.
Nos da información sobre el tamaño del emisor.
Según el modelo del toro, ¿por qué vemos algunos AGN oscurecidos en rayos X y otros no oscurecidos?
Debido a las diferentes orientaciones relativas del jet y el toro.
Debido a las diferentes orientaciones relativas del toro y la línea de visión.
Debido a los distintos momentos evolutivos de la galaxia.
Debido a las diferentes densidades del material intergaláctico que los rodee.
Según el modelo de formación de AGN en fusiones mayores de galaxias, ¿por qué vemos algunos AGN oscurecidos en rayos X y otros no oscurecidos?
Debido a las diferentes orientaciones relativas de las galaxias originales.
Debido a las diferentes masas de las galaxias resultantes.
Debido a las diferentes composiciones químicas del gas galáctico.
Debido a los distintos modelos evolutivos de la galaxia.
¿Qué fuente supuso la primera detección de radio fuera del sistema solar?
El cuásar 3C273
El centro de la Vía Láctea
La luna
Próxima Centauri
¿Qué ventajas tiene emplear únicamente una antena grande en radioastronomía?
Te permite tener la mayor resolución espacial
Te permite abaratar costes
Te permite tener mayor sensibilidad
Te permite tener mayor resolución espectral
¿Qué problema presenta un diseño de telescopio tipo Newton para observar en rayos X?
Los fotones atraviesan sus espejos perpendiculares a los rayos X
El tamaño de los espejos debería ser enorme
Un diseño así no permite tener una focal típica en un tamaño razonable
Su costo de fabricación
¿Qué diseño es más común en los telescopios en rayos X?
Wolter tipo 1.
Wolter tipo 2.
Ninguno de los anteriores
Se emplean los dos indistintamente
¿Por qué no usamos telescopios tipo Wolter en los observatorios espaciales gamma?
Porque en ese caso podemos usar telescopios tipo Newton sin problemas.
Porque la CCD es mucho más grande en los telescopios gamma
Porque los espejos deberían ser grandísimos
Porque no hay espejos, el detector es todo el telescopio, ya que funciona por creación de pares.
¿Qué método emplean los telescopios gamma espaciales para distinguir los rayos cósmicos de los fotones?
Los fotones generan una cascada electromagnética más delgada que los rayos gamma.
El detector no es capaz de detectar rayos cósmicos
Los telescopios están equipados con un detector anticoincidencias.
Los telescopios están equipados con un calorímetro, cuya función principal es detectar rayos cósmicos y descartarlos.
¿Qué método emplean los telescopios gamma terrestres para distinguir los rayos cósmicos de los fotones?
Los fotones generan una cascada electromagnética más delgada que los rayos gamma.
El detector no es capaz de detectar rayos cósmicos
Los telescopios están equipados con un detector anticoincidencias.
Los telescopios están equipados con un calorímetro, cuya función principal es detectar rayos cósmicos y descartarlos.
¿Cuál es el mecanismo que emplean los telescopios gamma espaciales para sustraer el ruido de fondo en la señal gamma?
Se hace de forma automática en los detectores anticoincidencias.
Se observa alternativamente la fuente y una zona sin fuentes conocidas.
Se emplea un ocultador mecánico para ocultar la fuente y poder calcular el ruido de fondo
Las respuestas B y C son correctas.
La radiación Cherenkov, ¿en qué consiste?
Es radiación visible emitida por el medio, al cruzar por él una partícula supralumínica.
Es radiación gamma emitida por una partícula moviéndose más rápido que la luz en un medio
Es la onda de choque producida por la ruptura dieléctrica del medio.
Es la radiación radio emitida por un medio con un índice de refracción negativo.
¿En qué rango de energías se prevé que sea más sensible CTA?
Entre los 10 y los 100 GeV.
Entre los 500 y los 5000 GeV.
Entre los 500 y los 5000 keV.
En las longitudes de onda del arcoiris.
¿Qué teoría predijo la existencia de las ondas gravitacionales?
La relatividad especial de Einstein.
La relatividad general de Einstein.
La teoría ondulatoria.
La mecánica cuántica.
¿Qué condiciones debe tener un sistema para emitir ondas gravitacionales?
Basta con que tenga una masa muy elevada.
Debe ser un sistema doble, dos objetos compactos.
Debe tener una métrica Kerr.
Debe tener una distribución de masas asimétrica en rotación.
¿Cuál fue la primera evidencia observacional de dichas ondas?
El descubrimiento de GW150914, la primera señal detectada por LIGO.
El descubrimiento de GW170817, la primera onda gravitacional detectada con contrapartida electromagnética, que permitía estudiar la fuente en profundidad.
El descubrimiento de PSR B1913+16 por Hulse y Taylor, ya que las observaciones eran compatibles con la emisión de ondas gravitacionales.
La teoría de inflación.
¿Por qué los interferómetros terrestres encargados de la detección de ondas gravitacionales tienen los brazos tan largos?
Porque la señal a medir es el cociente entre el cambio de longitud y la propia longitud.
Porque deben coincidir con la longitud de onda del láser.
Porque están construidos en mitad de la nada, donde es barato construir.
Para minimizar el efecto de los seísmos.
¿A qué se debe que LIGO no pueda detectar la fusión de agujeros negros supermasivos?
A que la señal de estos no puede atravesar la atmósfera.
A que estas fusiones suceden a grandes distancias, y por lo tanto son muy tenues.
A que estas ondas tienen una frecuencia inferior a la que opera LIGO.
A que la fusión de agujeros negros supermasivos no emite ondas gravitacionales.
¿A qué se debe que no se observe contraparte electromagnética en las fusiones de agujeros negros?
Los agujeros negros ya han engullido todo el material circundante antes de
fusionar, y por lo tanto no hay nada fuera de sus horizontes de sucesos.
En ningún sistema con agujeros negros puede haber contraparte electromagnética.
La emisión electromagnética llega con un redshift gravitacional tan grande que no
es detectable.
Solo las fusiones de dos estrellas de neutrones pueden producir radiación
electromagnética.
¿A qué se debe que dos objetos compactos orbitando entre sí se vayan aproximando cada vez más?
Pérdida de energía por rozamiento dinámico.
Pérdida de energía por emisión de radiación.
Pérdida de energía por emisión de ondas gravitacionales.
Debido a que están en caída libre.
¿Cuáles son los posibles orígenes de los agujeros negros que hemos detectado?
Pueden ser agujeros negros estelares.
Pueden ser agujeros negros primordiales.
Pueden ser fruto de fusiones anteriores.
Todas las anteriores.
De acuerdo con la figura 5 de los apuntes, ¿qué masa tiene el agujero negro más masivo detectado por LIGO?
En torno a 18 masas solares.
En torno a 1800 masas solares.
En torno a 180 masas solares.
En torno a 50 masas solares.
¿Por qué el material de una montaña en una estrella de neutrones debería ser increíblemente duro?
Porque debería estar hecho de neutrones.
Porque, de otra manera, colapsaría rápido frente a la potente gravedad de la estrella de neutrones.
Las detecciones de ondas gravitacionales de estas fuentes apuntan en ese sentido.
Porque las montañas en las estrellas de neutrones son comparables a su propio radio.
¿Qué diferencia hay entre los rayos cósmicos primarios y secundarios?
Los primarios son siempre protones y los secundarios pueden ser otras partículas.
Los secundarios se forman por decaimiento de los primarios al entrar en contacto con la atmósfera.
Los primarios son los originados en estrellas de población III, más antiguas.
Los secundarios son detectables desde fuera de la atmósfera, mientras que los primarios se detectan desde tierra.
¿Por qué no podemos relacionar la dirección aparente de un rayo cósmico con su origen?
Porque el error al determinar su dirección es muy grande todavía.
Porque su origen es desconocido, no tenemos ningún buen candidato como fuente de rayos cósmicos.
Porque los campos magnéticos galácticos y terrestres afectan su trayectoria, haciéndola impredecible.
Porque solo podemos determinar con qué energía llegan, y su composición.
¿Cuál es el origen más común de los rayos cósmicos?
El sol
El centro galáctico
AGNs cercanos
Remanentes de supernova
¿A qué se debe el exceso de Litio y Berilio en la composición de los rayos cósmicos?
Al proceso de spallation
Al proceso de nucleosíntesis primordial
Al proceso de nucleosíntesis estelar
Ninguno de los anteriores
El púlsar de la Nebulosa del Cangrejo tiene un periodo de 33ms, un radio aproximado de
10 km y una masa un 50% mayor que la del sol, y su periodo aumenta a un ritmo de 4.2 x
10^13 s/s. Suponiendo que un 36% del spin-down luminosty del púlsar de la Nebulosa del
Cangrejo se transforma en radiación, estima la luminosidad no-térmica del púlsar.
4x10^13 W
10^32 W
4x10^31 W
10^31 W
¿Qué nos hace pensar que el cambio de pendiente en el espectro de potencias de los rayos cósmicos, conocido como la rodilla, esté relacionado con la transición entre CR galácticos y extragalácticos?
Es la máxima energía que puede generarse en púlsares.
Es la mínima energía que puede generarse en AGNs.
Es la energía a la que dejan de dominar los rayos cósmicos solares.
Es la máxima energía a la que un protón está confinado en la galaxia.
¿Qué diferencia a los púlsares canónicos de los púlsares milisegundo?
Solamente su periodo de rotación
Su periodo de rotación y su campo magnético.
Solamente su campo magnético.
Su origen y composición.
¿A qué se debe la existencia (teórica) del límite GZK a las energías de los rayos cósmicos?
Es la máxima energía que puede producirse en un agujero negro supermasivo, por
su límite de Eddington.
Es la máxima energía a la que un protón está confinado en la galaxia.
Es la energía a la que los CR pueden viajar sin aniquilarse con el CMB.
Es la energía correspondiente a la caracterísitica del espectro de potencias conocida
como el tobillo.
¿A qué se debía la diferencia en el flujo de neutrinos solares observados frente al flujo
esperado de neutrinos, en el experimento de Goldstake?
No se estaba teniendo en cuenta el fenómeno de oscilación de neutrinos.
Solamente se estaban detectando los neutrinos muónicos.
Solo un tercio de los neutrinos tienen masa, y por eso los detectaban.
El experimento estaba diseñado para detectar muones, no neutrinos.
¿Por qué se dice que los telescopios de neutrinos apuntan hacia abajo?
Porque los espejos apuntan hacia el suelo.
Porque solo observan de día.
Porque son telescopios subterráneos o subacuáticos.
Porque detectan muones que han atravesado toda la tierra.
¿Por qué los detectores de neutrinos se construyen en medios transparentes, como el agua
o el hielo?
Para que los sensores puedan captar la radiación Cherenkov de las partículas que
los atraviesan.
Porque si no, los neutrinos no podrían viajar libremente por el detector.
Para poder distinguir neutrinos de rayos cósmicos.
No se pero falta
¿Cuáles son las únicas fuentes de neutrinos cósmicos confirmadas?
El Big Bang y la supernova 1987ª.
La supernova 1987A y el Blazar TXS 0506+056.
El Blazar TXS 0506+056 y la fuente GW15092017.
No se ha confirmado
