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3ro de física > Astro II > Flashcards

Astro II Flashcards

T9-14

1
Q

donde está el sol en la galaxia?

A

roughly centered, as we can count roughly the same # of stars in every direction

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2
Q

define cúmulo estelar

A

grupos de estrellas formadas a la vez y ligadas gravitacionalmente (importan para estudiar evolución estelar y estructura de la galaxia)

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3
Q

Tipos de cúmulos estelares en la via lactea

A

[forma, ρ, stars, vel., #]

Abiertos:

  • forma irregular
  • densidad baja/ metalicidad alta
  • estrellas calientes de SP, supergigantes
  • v. de estrellas baja (no ligadas grav.)
  • 1200 en la galaxia

Globulares:

  • forma esferica
  • densidad alta/ metalicidad baja
  • frias de la SP, gigantes rojas
  • v. altas
  • about 150 of these bois
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4
Q

How can we know the shape of the galaxy

A

by using infrarred or radio λ, since they don’t suffer as much extinction from interstellar dust

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5
Q

Estructura de nuestra galaxia

A

Bulbo achatado
Disco de 50kpc de diametro
Halo extenso

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6
Q

Evolución química de la galaxia

A 
Nubes de H neutro ->
Nubes moleculares ->
Formación estelar ->
Evolución estelar (nucleosíntesis) ->
Expulsión del gas enriquecido ->
Burbujas de gas caliente ->
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7
Q

Cómo se traza la distribución de H neutro?

A

Por su emisión (producida por un spin-flip) de λ=21cm

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8
Q

Does our galaxy rotate like a solid disk?

A

No, for then the orbital speed of stars would increase with orbit radius

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9
Q

Cómo giran los componentes de nuestra galaxia?

A

Esas estrellas, gas y polvo del disco galáctico rotan en torno al centro galáctico. Tienen aprox V. CONSTANTES con la distancia al centro (hasta los límites visibles del disco)

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10
Q

Does our galaxy show Keplerian rotation?

A

No, because then the mass would be mostly around the center

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11
Q

Evidencias de materia oscura

A

La masa decrece rapido tras el radio donde está el sol. Pero las orbitas no son keplerianas, ergo falta materia… 90%!

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12
Q

distribucion de masa más alla de la orbita solar?

A

Decrece rapidamente. Si la masa dinámica fuese la observada, se deberían observar órbitas keplerianas, pero la curva de rotación permanece plana. ERGO MATERIA OSCURA

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13
Q

¿Cuánta masa en nuestra galaxia es materia oscura?

A

90%. Decrece con r en el halo como un potencial.

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14
Q

brazos espirales are asoc w?

A

Son concentraciones de polvo y gas en forma de espiral.

Regiones asociadas con nubes moleculares, estrellas O&B, regiones HII y cúmulos jovenes (ciclo)
…formación estelar.

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15
Q

Problema de la rotación diferencial

A

Si los brazos girasen con el disco se enrollarían
sobre sí mismos (para periodos de rotación
de 108 años, en 1010 años los brazos tendrían
~100 vueltas).

(En contra de las observaciones.)

Luego, los brazos no son concentraciones de gas,
polvo y estrellas que giran al unísono con la
galaxia

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16
Q

Teoría de las ondas de densidad

A

Spiral arms are a pattern that moves thru the gal. like ripples in water.

So spiral arms (SA) would be like the crests of density waves blastin’ thru

And our spiral arms are like a painter’s truck, causing a moving traffic jam. Este aumento momentáneo de densidad comprime el gas y promueve la formación estelar. Eventualmente, las nuevas estrellas se siguen moviendo y dejan el brazo.

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17
Q

¿Por qué se producen las ondas de densidad?

A

Las estrellas giran en elipses con precesión →
efectos grav. compound to correlate orientaciones de elipses adyacentes →
En ciertas regiones las estrellas y el gas se acercan, aumenta la densidad y el potencial →
Se forma la onda de densidad

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18
Q

Estabilidad de ondas de densidad

A

Los brazos desaparecerán en 10^9 años, so never more (here)

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19
Q

Tipos de brazos espirales

A

Espirales de gran diseño (the classic)

Espirales disgregadas (AKA “flocculent”, a hot mess of brazos anchos cortos poco definidos. Formación estelar produce brazos caóticamente

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20
Q

poblacion* tipo I

A

Tipo I:

  • vecindad solar
  • jovenes
  • alta metal
  • baja v
  • orbitas circulares
  • en disco galactico

Tipo II:

  • cúmulos globulares, estrellas del halo
  • viejas
  • baja metal
  • v. alta
  • orbitas radiales, excentricas
  • en halo (y bulbo)
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21
Q

Describe un bulbo galactico (4)

A

esfer/ old pobII*/ caos & rad orbs

  • Forma esferoidal
  • Sin formación estelar actual importante
  • Dominado por estrellas viejas con un rango de metalicidades/ pob II (luego no hay formacion)

-Movimiento caótico de estrellas, órbitas
radiales

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22
Q

Disco galáctico (6)

A

[contenido (7), partes, estrellas, formación, v&ρ]

-Hay brazos espirales; el Sol, asociaciones O,B; regiones HII; nubes moleculares; polvo y cúmulos abiertos

-Dos componentes: 
disco fino (95% de las estrellas) y
disco grueso (estrellas más viejas)
  • Población I, aunque hay un gran rango de edades
  • Formación estelar continuada durante los últimos 10 Ga
  • Velocidades pequeñas y órbitas circulares
  • La ρ de estrellas disminuye exponencialmente con el radio
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23
Q

Halo galáctico

A

[rem: you cum on beyonce’s elip. halo
ozzy comes out but dies instantly of cardiac arrest - hes too old & outta metal
they take him away, but in fast loops around the building]

  • Forma cuasi-esferoidal (elipsoide)
  • Cúmulos globulares

-Estrellas viejas y poco metálicas. Algunas con
contenido metálico prácticamente nulo
(formadas de un gas casi primordial)/ Población II

-Altas velocidades, órbitas radiales

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24
Q

Nombres teorías formación de la galaxia

A

Colapso monolítico

Agrupamiento jerárquico

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25
Q

Colapso monolítico

A

[*halo/ cum glob, bulbo, disco and its *,

Colapso rápido de una gran nube protogaláctica. En una primera fase (~10^8 a) se forman las estrellas del halo y los cúmulos globulares (baja metalicidad)

Parte del gas cae al centro y se forma el bulbo

El resto del gas, por conservación del momento angular, se concentra en un disco y comienzan a formarse sus estrellas

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26
Q

Agrupamiento jerárquico

A

[halo, disco, comer, cumulos]

La Galaxia se forma por la fusión sucesiva de galaxias menores.

En primer lugar, el halo de materia oscura se forma por la fusión de halos menores. ´
En el centro del halo se forma el disco por la caída de gas robado a otras galaxias.

Este disco es alimentado continuamente por la caída de gas nuevo.

Las estrellas del halo y algunos cúmulos globulares provienen de galaxias enanas que son capturadas por la Vía Láctea.

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27
Q

Problemas colapso monolítico

all this fake old timey science shit’s also not rn

A
  • Los cúmulos globulares más externos deberían ser menos metálicos (no lo son)
  • Hay una dispersión en edades entre los cúmulos globulares de ~4 Ga
  • Las simulaciones no confirman la escala temporal (el colapso debería tardar más)
  • En el disco no existe una correlación clara entre la edad y metalicidad de las estrellas
  • No se tiene en cuenta el papel del halo de materia oscura
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28
Q

Evidencia para el agrupamiento jerárquico

A

[edad, metal, caida = DM Cleopatra but she too powerful]

-Dispersión de edad en el
sistema de cúmulos
globulares

-Falta de correlación entre
la edad y metalicidad de las
estrellas del disco

-Las evidencias
observacionales de caída
de gas al disco y acreción
actual de galaxias enanas
(enana de Sagitario)
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29
Q

Dónde está el black hole en el centro de nuestra galaxia?

A

En sagitario A, en el nucleo. Hay jets y lobulos de gas muy caliente, prob. dados por un acto de extrema violencia intergalactica

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30
Q

Clasificación morfológica de las galaxias

sin subclases

A

Creado por Hubble:

E = elipticas

Irr = irregulares

S = espirales

S0 = lenticulares

SB = espirales barradas

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31
Q

Galaxias elipticas E (5)

A

These are like the Ozzy Osbourne & co. of galaxies [glancing over Emails, Ozzys gotten as fat as he is metal rich. He laments not having a nice hot young star astride him, but is also secretly glad, since he feels insecure about his penis. He turns off the light and cries himself to sleep.]

  • Distribucion regular de luz
  • Parecen no tener gas ni polvo (disfuncion erectil?)
  • Sin estrellas jovenes
  • Metal rich
  • Se subdividen en E0 (round), …, E7 (most achated)
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32
Q

Galaxias lenticulares S0 (8)

A

Forma de lente
Entre elípticas y espirales

Elípticas con un disco

Sin brazos espirales

Dependiendo del ángulo de visión se pueden observar
redondas o muy achatadas

A veces presentan bandas de polvo

Algunas tienen una estructura de barra en las regiones centrales (SB0)

Dificultad para distinguirlas de las elípticas

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33
Q

Galaxias espirales S (4)

A

Dos componentes:
‣ Bulbo (similar a una galaxia elíptica)
‣ Disco con brazos espirales

En el disco se observa el polvo, estrellas brillantes (jóvenes) y regiones HII

Estrellas viejas en el bulbo

Se subdividen en subtipos a partir de los criterios:
✦Tamaño relativo del bulbo respecto al disco
✦Desarrollo de los brazos espirales (abiertos o cerrados)
✦Resolución de regiones brillantes en los brazos

(los tipos son Sa, Sb y Sc, ver ficha/ M131)

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34
Q

Galaxias espirales barradas SB (7)

not rn

A

Se subdividen en tipos SBa, SBb, y SBc con los mismos criterios que para galaxias S
La Vía Láctea es SBbc

Las simulaciones indican que las interacciones gravitacionales entre estrellas originan de forma natural una barra. Un halo de materia oscura puede dificultar la formación de barras

Son más comunes que las galaxias espirales sin barra

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35
Q

Galaxias Sa, Sb, Sc

A

Sa: bulbo central prominente; brazos cerrados (pegados al bulbo); no se resuelven muchas regiones brillantes en los brazos

Sb: bulbo central moderado; brazos semiabiertos

Sc: bulbo central pequeño; brazos abiertos; muchas regiones brillantes en los b

36
Q

Galaxias irregulares Irr (2)

A

Galaxias que no encajan en las clasificaciones anteriores (alrededor del 3%)

Incluye muchas formas

En general: apariencia caótica, ricas en gas y polvo

Las hay de tipo Irr I e Irr II (ver T10d47)

37
Q

Clasificación avanzada S0

A

Las galaxias lenticulares S0 se ampliaron en

S0− (S01): Parecidas a las E pero con alguna evidencia de disco
• S0 (S02): Clara separación entre bulbo y disco
• S0+ (S03): Anillo circular entre bulbo y disco, evidencias de polvo

38
Q

Galaxias enanas

A

Son la mayoría. Pueden ser:

‣ cE: elípticas compactas
‣ dE: elípticas enanas
‣ dSph: esferoidales enanas
‣ dIrr: irregulares enanas
‣ BCD: enanas compactas azules
(no existen las espirales enanas)

(Para más detalles ver T10d58 & onwards)

39
Q

Galaxias cD

A

Son galaxias E gigantes (T10d65)

40
Q

Galaxias LSB

A

Galaxias de bajo brillo superficial

Con discos

41
Q

Galaxias Pec

A

Son PECuliares

Formas raras, acaso Irr

A menudo son interacciones/ fusiones entre galaxias

42
Q

Significado físico de la clasificación de Hubble

A

[gas, *form]

  • El contenido de gas aumenta en la secuencia E → S0 → Sa → Sb → Sc → Sd → Irr
  • La presencia de formación estelar activa varía en la misma secuencia

…Propiedades cinemáticas y dinámicas

Sin embargo, hay una gran dispersión en propiedades físicas dentro de cada tipo

La secuencia de Hubble no es una secuencia evolutiva

43
Q

¿Diferencia principal entre galaxias E y S?

A

Es el proceso de formación

44
Q

Fórmula brillo superficial aparente

A

isnt this b?
I = F/α^2 = (L/4πd^2)/(D/d)^2 = L/4πD^2

donde D es el tamaño de la región y d la distancia

45
Q

Define isofotas

A

Contornos de igual brillo superficial (I)

Suelen ajustarse muy bien a elipses concentricas

46
Q

tipos de radio para una galaxia

A

Como no hay bordes definidos, podemos usar el

•Radio efectivo (r ef): radio de la isofota que contiene la mitad de la luminosidad total

•Radio de Holmberg: radio de la isofota correspondiente a un brillo superficial en la
banda B de 26.5 mag/arcseg2 (1 - 2% del brillo del cielo nocturno)

•Radios a otras isofotas (ej. magnitud 25)

47
Q

¿Cómo se ajusta el perfil de luminosidad de las galaxias?

A

Las galaxias elípticas y los bulbos de las S0 y S tienen un perfil de luminosidad suave que se ajusta por
la ley r1/4 de de Vaucouleurs (1948):

Los discos de galaxias S0 y S (eliminando la contribución de los brazos) tienen perfiles de luminosidad que se ajustan por una ley exponencial (Freeman, 1970)

[ver ecuaciones en “pics” o T10d77]

48
Q

Descomposición bulbo-disco

A

Los perfiles de las galaxias S0 y S tienen dos componentes: bulbo y disco.

En el centro domina la componente del bulbo.
Se ajustan a un ley r^1/4 (bulbo) más una ley exponencial (disco).

49
Q

Ley de Sérsic

not rn

A

Es un ajuste más general (p.e., no todas las gal. E se ajustan a un perfil exponencial)

I(r) = Ief exp{-bn[(r/ref)^1/n -1]}

donde b sub n = 0,868n - 0,142

y n es el “índice de Sérsic”, con n=4 perfil de Vaucouleurs
n=1 perfil exponencial
(n aumenta con la luminosidad de la galaxia)

50
Q

Ley de Schechter

A

Es una ley empírica, una fución de luminosidad.

Φ(L)dL = n* (L/L)^α exp(-L/L)dL/L*

donde L* es la luminosidad característica del “codo” de la función de luminosidad (T10d81)

n* es un factor de normalización que depende del entorno

α es la pendiente de la ley de potencias en el extremo débil

51
Q

¿Cuáles galaxias son más abundantes? ¿Y más luminosas?

A

En general:

Las galaxias de primeros tipos (E, S0) son menos abundantes y más luminosas
[mea mal]

Las galaxias de últimos tipos (S, Irr) son más abundantes y menos luminosas

52
Q

Contenido gaseoso galaxias

A

molecular/ gas calienteX/ polvoIR

COMPONENTES
‣ Gas molecular (H2) (radio CO)

‣ Gas atómico (HI) (radio 21 cm)

‣ Gs ionizado (HII) (líneas emisión regiones HII)

‣ Gas caliente (T>106 K) (rayos X)

‣ Polvo (IR)

53
Q

Relación entre gas, polvo y formación estelar

A

El contenido de gas y polvo aumenta al avanzar en la

secuencia de Hubble: formación estelar más importante

54
Q

Contenido estelar en galaxias

not rn bad card

A

Dificultad para observar estrellas individuales: se han de estudiar e interpretar los colores y espectros integrados

Diferentes tipos de estrellas tienen diferentes colores y espectros →
del color y el espectro integrado se estudian las proporciones de las diferentes estrellas →
estado evolutivo de las galaxias (las galaxias de últimos tipos contienen
más estrellas jóvenes)

(p.e. las E son rojas, pero los discos de S y las Irr son azules)

55
Q

Contenido estelar en galaxias: ¿qué implica el color rojo? (2)

A

mayor edad y metalicidad (que el azul)

más masivas

56
Q

En la clasf. de Hubble, ¿cuáles gal. tienen más estrellas jóvenes?

A

Los ultimos tipos

57
Q

Método deteccion exoplanetas mas exitoso AHORA

A

Transitos

58
Q

Dos ptos de Shapley vs Curtis

A

S: sol lejos del centro
C: cerca

S: U=our gal
C: U is full of galaxies dawg

59
Q

Galaxias

Sa Sb Sc

A

(espirales)

van desde bulbo mas (a) a menos (c) prominente

y brazos cerrados (a) a abiertos (c)

60
Q

Via lactea es que tipo?

A

SB = espirales barradas

us = SBbc
same criteria as Sa, Sb, Sc

61
Q

Clasificacion Hubble:

como aumenta el contenido de gas?

A

Aumenta asi ->
E, S0, Sa, Sb, Sc, Sd, Irr

(same as formacion estelar activa)

62
Q

Relacion color-lum. galaxias

A

Mas L = mas rojas (esp. elipticas)

se interpreta como rel. masa-metalicidad

azul=older=more metal

63
Q

Relacion Tully Fisher

en que ayuda?

A 
relacion lineal 
log Vmax (rotacion gals)

y M

so galaxias espirales mas brillantes rotan faster

potente indicador de ‘d’

64
Q

la curva de rotacion permanece….

A

plana mucho mas alla del disco optico = MO

65
Q

Relacion Faber Jackson

consecuencia de

A

M corr σ (dispersion de v.)

Ta del virial

66
Q

las gals elipticas ocupan

A

un plano fundamental

67
Q

what is curva de rotacion for

A

determinar dist. masa gal

68
Q

what is σ for

A

disp. de vs.

es una medida de la profundidad del pozo de potencial, o sea, la masa

69
Q

1 proof for super massive BH

A

velocidad aumenta mazo al acercarse al centro

70
Q

canibalismo gal.

A

fusiones dan gals. elipticas gigantes (cD)

71
Q

Tipos de fusiones

una carac. c/u

A

mayores (con gas)
discos estelares rekt, bulbos fusionan

Secas (sin gas)
no hay form. *
hard to detect

72
Q

galaxias starburst

A

es el otro tipo (25% form*)

formacion estelar entre 100-10000x faster

generalmente espirales

73
Q

de la nube azul a la sec roja se pasa por

A

fusiones de gas o su agotamiento

74
Q

a lo largo de la sec roja….

A

crecen fusioes secas

envejecen = mas rojas

75
Q

explica
Diferencias en el contenido de gas entre
elípticas y espirales.
- Diferencias en los colores entre elípticas
(rojas) y espirales (azules)

A

historias de form dif

76
Q

explica
Gradientes de metalicidad en galaxias
elípticas y bulbos

A

Disipación del gas durante el colapso
de la galaxia (el gas enriquecido cae
hacia el centro)

77
Q

explica
Edad y abundancias de galaxias irregulares
(jóvenes y poco metálicas).

A

form. estelar comenzo hace poco con gas pobre

78
Q

explica
Exceso de galaxias azules a distancias muy
grandes (alto corrimiento al rojo

A

estamos obs. epoca formacion gal

79
Q

tipos gal. activa

A

seyfert
radiogal
cuasares
blazares

80
Q

gal Seyfert

A

espirales con nucleos muy brillantes y compactos

lineas de em intensas

81
Q

radiogal.

A

intensa emision de radio por radiacion sincroton (asoc. elipticas gigantes)

muy extensas

82
Q

define cuasar

A

extremely luminous active galactic nucleus (AGN), in which a supermassive black hole with mass ranging from millions to billions of times the mass of the Sun is surrounded by a gaseous accretion disk. As gas in the disk falls towards the black hole, energy is released in the form of electromagnetic radiation, which can be observed across the electromagnetic spectrum.

83
Q

blazares

A

cuasar violentamente variable

cuasar o radiogal con jet hacia nosotros

84
Q

gamma

rayos X

A

fotones alta E

estrellas naciendo

85
Q

visible

radio continuo

A
  • cerca del disco, nebulosas em (en rojo)

e- a v. relativistas en B

86
Q

IR cerca

IR lejos

A
  • relat. cold

polvo calentado por hot *

87
Q

radio 2.6 cm

A

mols CO

3ro de física (14 decks)

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