Limited time offer 20% OFF StudySoup Subscription details

Clemson - PHYS 1020 - Astronomy Final Exam - Study Guide

Created by: Emily Mason Elite Notetaker

> > > > Clemson - PHYS 1020 - Astronomy Final Exam - Study Guide

Clemson - PHYS 1020 - Astronomy Final Exam - Study Guide

School: Clemson University
Department: Physics
Course: Stellar Astronomy
Professor: Flower
Term: Winter 2016
Tags: astronomy
Name: Astronomy Final Exam
Description: This is all of the study guides throughout the course of the year all in one!
Uploaded: 04/22/2016
0 5 3 43 Reviews
This preview shows pages 1 - 9 of a 86 page document. to view the rest of the content
background image Unit 1A  Learning Objectives: Science    Science- derives from the Latin scientia meaning to know. Science is a 
consistent body of knowledge about matter and energy, including the 
methods by which this knowledge is obtained and the criteria by which its 
truths are tested. 
Science mainly relies on observations of nature, which are statements 
of high standards, composed in the precise language used in a 
particular science. 
Examples: lead is 11.34 times denser than water, a lunar rock weighs 
31.4 grams. 
Observations of nature are obtained through experiments, observing, 
collecting, and cataloging. 
Some sources of error involved in obtaining facts of nature are 
imperfections in instruments, human error, improper observational 
techniques, and poor observing conditions. 
  Scientific Method- a system of securing and testing scientific knowledge 
described in a series of steps. 
Steps:  1.  Gather information/Observations: Observers and  experimentalists gather, process, and store observations of 
nature relevant to the problem they are investigating through 
experimenting, observing, collecting, and cataloging. 
2.  Explain information with a hypothesis: Experimentalists try  to explain observed phenomena with a hypothesis  3.  Test the hypothesis with experiments    Hypothesis- a preliminary explanation for a phenomenon that may or may 
not be supported by further observations or experiments. Uses human 
induction and data. 
Induction- when our minds put together bits and pieces of 
information and uncover new lines of thought. 
  Theory- describes a hypothesis that has considerable experimental support. 
They are hypothesis that have been confirmed. 
  Scientific Laws- statements or mathematical relations founded on extensive 
observations of nature. These observations have clearly demonstrated that 
the scientific laws are always true, under certain conditions 
background image Example: Boyle’s law states that the volume of a given amount of gas 
at a fixed temperature decreases as the pressure on it increases. This 
law applies under normal conditions on earth but may not on other 
planets. 
  Sources of error in astronomical observations:  Often, radical results, ones that question our fundamental theories 
and paradigms, are the result of experimental errors 
  Paradigms- it is basically an example, and consists of scientific laws, 
diagrams that give insight into the laws, and a group of calculations and 
solved problems that everyone agrees are done correctly. 
  In order from least certain to most certain: Hypotheses (least), Theories, 
Scientific Laws (most) 
 
Learning Objectives: Basic Electromagnetic Radiation    Electromagnetic Radiation- waves of a given wavelength ( λ)  with a certain  energy traveling at the speed of light (c).    The more energy an electromagnetic wave has, the shorter the wavelength.    The approximate wavelength of red light is 780-622 nm (nanometers)    The approximate wavelength of blue light is 492-455 nm 
 
                One of the most important interactions in astronomy is between 
Electromagnetic Radiation (photons) and individual atoms. 
    This interaction is the absorption of photons by atoms. The atom absorbs 
the energy of the photon of EMR and this causes electrons in atoms to 
background image move further away from the nucleus of the atom into outer orbitals. 
(Remember it like this: absorption, away)
     Emission – As the electron that has been removed from one orbital moves 
towards the center of another, it then emits and causes a photon to move 
further away from the nucleus of the atom into outer orbitals. 
                    Learning Objectives: Telescopes    Refraction- when light changes direction or bends  Results from a change in the speed of light as it passes from one 
medium to another 
Refraction is used in telescopes because light passes through the lens, 
is refracted, and meets a point called the focus. This light then goes 
through a second lens called the eyepiece. The focal lens, or the 
distance between the center of the lens and the point where the spot 
of light is smallest, determines how much the telescope magnifies. 
  Reflection- when light bounces off a surface; the angle at which it bounces 
off is perpendicular to the surface the light strikes. 
The curved nature of the lens made it able to also form a focus point.   Without alteration, this focus point is at an awkward location 
because it is nin the light path of the object being viewed. 
  Types of Telescopes  1.  Galileo’s Telescope- uses a refracting lens 
2.  Prime Focus- blocks only a small fraction of light  
background image 3.  Newton’s Telescope- The focus of the primary mirror is to the side  of the telescope tube because he added a small flat secondary mirror 
to reflect light. 
4.  Cassegrain Telescope- brings the focus of the primary mirror to the  rear of the telescope by reflecting light with a secondary mirror back 
through a hole made in the primary mirror. 
5.  Coude Telescope- moves the focus away from the telescope to  anywhere in the observatory.                      Magnification- the ratio of the focal length of the objective (lens at the 
front of the telescope) divided by the focal length of the eyepiece. In other 
words, 
        Resolving Power-  one advantage over the eye/one of the main functions of 
a telescope that measure how well a telescope can distinguish between two 
objects close together or how much detail it can show of extended objects 
such as surfaces of planets 
  Light Gathering Ability- one advantage over the eye/another function of a 
telescope that refers to the capability of larger and larger telescopes to 
produce brighter and brighter images, allowing observers to see fainter 
objects. 
background image   The largest telescopes built in the last century and today are reflectors 
because they applied a thin layer of shiny metal to the surface of glass, 
which makes the mirrors extremely reflective, reflecting more than 90% of 
visible light. Also, the mirror itself can be glass or another ceramic, which 
does not have to be optically perfect since light never passes through it. 
They are easier to shape and are lighter than metal. 
  Atmospheric blurring- distortions in images caused by any misalignments 
in the telescope mirror and its supports and by atmospheric turbulence. 
  Active Optics- methods that adjust for mechanical and optical 
misalignments due to manufacturing errors in the shape of the mirror and 
to the stresses on the mirror when the telescope is in different positions. 
First, it divides the image of a star into cells. If there were no 
distortion, the parts in image of each cell would be exactly centered. 
A computer then determines the necessary correction to the shape of 
the primary mirror to center the image in each cell. 
  Adaptive optics- a new technique that corrects in real time for blurring 
caused by atmospheric turbulence. 
The system divides the light from a star into pieces. Lasers then 
excite atomic sodium, causing it to emit at a wavelength of 5890A. 
The sodium “star” then appears as a point of light and is high enough 
in the atmosphere to be above the distorting effects of the 
atmosphere. 
  Radio Telescopes- a parabolic dish that acts like the mirror of an optical 
telescope by focusing the radio waves from the sources it is pointed toward 
onto the dipole. The dipole at the focus produces electric currents, which 
receivers amplify and record. 
A major disadvantage is their poor resolving ability, or the ability to 
separate two images. 
  Interferometry- the technique in which telescopes far apart synthesize a 
telescope with a diameter equal to the Earth’s diameter. Observers record 
the data from each telescope on magnetic tapes. Researchers then paly the 
tapes back into a computer that combines the signals as if they were from a 
single telescope. 
  Major advantage of Space telescope over an Earthbound:  It’s ability to reach its theoretical resolving unit.     
background image              
background image Brightness  Unit 1B  Learning Objectives: Magnitudes    Brightness/Intensity- used to describe the amount of energy emitted each 
second (Measured in: 𝑒𝑟𝑔𝑠/𝑠/𝑐𝑚
2 or 𝑗𝑜𝑢𝑙𝑒𝑠/𝑠/𝑚 2   Energy Flux- the rate of flow of energy    Inverse Square Law- brightness diminishes with the square of the distance      Implies that if a star were 10 times farther away than we see it now, 
it would appear 1/
10 2 , or 1/100 time as bright. (Or, 100 times fainter)     Magnitude/Luminosity- a measure of the brightness of a star  The terms “brightness” and “intensity” are considered everyday 
terms, where “Magnitude” and Luminosity” are technical terms 
  Intrinsic Brightness- the intrinsic brightness of a star is the energy flux at 
its surface.  
The energy from a star’s surface is diminished as the square of the 
distance to the observer increases 
In other words, Intrinsic Brightness is the amount of light an object 
actually emits, as opposed to how the object may look from Earth. 
*Note: intrinsic brightness varies on the object. For instance, the 
intrinsic brightness of a light bulb is its wattage. 
  Apparent Brightness- When the measured brightness at the Earth of any 
star depends of both intrinsic brightness and its distance 
  Photometer- instrument used to measure the brightness of individual stars 
by electronically counting the number of photons from each star. 
Photons deliver energy, so the intensity of light from a star is 
proportional to the number of photons it emits (AKA: the more 
photons, the brighter the star) 
  Apparent Magnitude ( m)  Groups Visible to the Naked Eye:  1.  First Magnitude Stars (m= 1) 
2.  Second Magnitude Stars (m= 2
3.  Third Magnitude Stars (m= 3) 
4.  Fourth Magnitude Stars (m= 4
5.  Fifth Magnitude Stars (m= 5) 
background image 6.  Sixth Magnitude Stars- The faintest group (m= 6)    Calculating Magnitude Difference Star A…m =1  Star B…m = 2  2-1 = 1  ** The difference in magnitudes corresponds to a brightness factor 
of 2.512 
So, since 2-1 =1, the Star B is 2.512 times fainter.    If the difference of the magnitudes equaled 2, then it would be  5.024 (0r 2.512 x 2) times fainter.      Negative Magnitudes- the necessity for negative magnitudes arises because 
some objects, including some stars, are many time brighter than first-
magnitude stars. Only negative magnitudes can represent the observed 
brightness ratios for these stars. 
  Brightness Ratio Between 2 Stars Formula:  b1/b2 =  2.512 𝑚2−𝑚1     Learning Objectives: Distances        AU- represents Astronomical Units (the mean distance from the center of  the earth to the center of the sun)     Light Year- describes how far light travels in one year.   1 Light Year = 9.4 x 10 12 km   Light years represent both time and distance because it is used like a 
travel time, such as 60 mph. You can do 60 miles (the distance) in 
one hour (time). 
  Parsec- A parsec is the distance a star would be at if its measured parallax 
were 1/(3600 degrees), called an arcsecond. 
Abbreviated “pc”  1 parsec = 1 pc = 206265 AU  Light years to PC: 1 Light year= 0.30661pc  PC to light years: 1 pc = 3.26156 light years    Alpha Centauri- closest star in the solar system  Distance of 4.3 light years from earth 
background image Distance of 1.33 parsecs from earth  Distance of 271400 AU = 4.1 x 10^13 km) from earth    Parallax- 3 definitions:   1.  a name used to describe a method to obtain distances 
2.  an apparent motion of stars on the sky due to Earth's orbital 
motion  3.  an angle used in the distance estimation.     Measured in arcseconds    Thumb Experiment: You extend your arm and act like you’re giving a 
thumbs up. When you blink one eye, then the other, it looks like your 
thumb is moving back and forth. This motion simulates parallax motion.
      PARALLAX EQUATIONS: 
 
The angle  is called the parallax angle or just the parallax.   The distance between the star and the sun is d The two equations in the drawing are two equivalent ways of 
determining the distance, d, from the measured parallax 
p.   The first equation gives the distance measured in astronomical units
the second in another unit, the parsec
p” represents the parallax in arc seconds    
 
            Recall: 1 parsec = 1 pc = 206265 AU  1 degree = 60’ (arcminute) = 60 arcminute  1 degree = 60” (arcseconds) = 60 arcsecond   1” (arcsecond) = 1/(3600 degrees)  ***No known stars have parallaxes larger than 1" and parallaxes are 
always measured in arcseconds*** 

This is the end of the preview. Please to view the rest of the content
Join more than 18,000+ college students at Clemson University who use StudySoup to get ahead
86 Pages 97 Views 77 Unlocks
  • Better Grades Guarantee
  • 24/7 Homework help
  • Notes, Study Guides, Flashcards + More!
Join more than 18,000+ college students at Clemson University who use StudySoup to get ahead
School: Clemson University
Department: Physics
Course: Stellar Astronomy
Professor: Flower
Term: Winter 2016
Tags: astronomy
Name: Astronomy Final Exam
Description: This is all of the study guides throughout the course of the year all in one!
Uploaded: 04/22/2016
86 Pages 97 Views 77 Unlocks
  • Better Grades Guarantee
  • 24/7 Homework help
  • Notes, Study Guides, Flashcards + More!
Join StudySoup for FREE
Get Full Access to Clemson - Astronomy 1020 - Study Guide
Join with Email
Already have an account? Login here
×
Log in to StudySoup
Get Full Access to Clemson - Astronomy 1020 - Study Guide

Forgot password? Reset password here

Reset your password

I don't want to reset my password

Need help? Contact support

Need an Account? Is not associated with an account
Sign up
We're here to help

Having trouble accessing your account? Let us help you, contact support at +1(510) 944-1054 or support@studysoup.com

Got it, thanks!
Password Reset Request Sent An email has been sent to the email address associated to your account. Follow the link in the email to reset your password. If you're having trouble finding our email please check your spam folder
Got it, thanks!
Already have an Account? Is already in use
Log in
Incorrect Password The password used to log in with this account is incorrect
Try Again

Forgot password? Reset it here