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3ro de física > astro V > Flashcards

astro V Flashcards

T8-14

1
Q

List methods to determine d to *

& give examples

A 
[for * at least]
Directos (geom)
-paralelajes
-máseres
-lentes grav

[rem: peach is fucking me. coach says “para, más grab!” so i grab her tit]

Indirectos

  • candelas estándar
  • medidas dinámicas
  • ley de Hubble-Lemaitre

[rem: Hubble el seductor, llega con una vela y empieza a medirse el pene en pleno bar]

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Q

Explain candelas estandar

Directo o indirecto?

A

Indirecto

Son fundamentales. Objetos para los que se conoce o se puede determinar su luminosidad intrínseca (magnitud absoluta). Comparándola con el brillo aparente (magnitud aparente) se puede determinar la distancia (en pc). Comunes & ez to id.

m-M = 5logd - 5

(log10 pls)

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3
Q

Citar los diferentes tipos de candelas estandar para la determinacion
de la escala de distancias en el Universo

A

Variables cefeidas, variables RR-Lyrae, paralajes espectroscopicas, nebulosas planetarias, cumulos globulares y supernovas de tipo Ia

rem: un superheroe llamado Ian está frente a la puerta. Te muestra una grafica con DOS VARIABLES, pero nota tu desinterés. Entonces saca un signo de PARA y se acerca cual amenazante espectro (like Hubble). Para escapar, te conviertes en nebulosas que se unen en un gran cúmulo. Ian corre despavorido.

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4
Q

Describe 3 procesos que afectan a la evolucion de las galaxias en los
cumulos

A

fusiones

tidal stripping

harassment

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5
Q

Todas las galaxias tienen v. iguales?

A

No. Las galaxias tienen velocidades
intrínsecas debidas a las atracciones gravitatorias con otras galaxias. A bajas distancias, las
velocidades intrínsecas dominan sobre el
flujo de Hubble (expansión del universo).
A grandes distancias domina el flujo de
Hubble.

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6
Q

Ley de Hubble

A

v = Ho d

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7
Q

Maseres?

Directo o indirecto?

(pending : is this ok?)

A

Metodo directo para d

-Son estrellas luminosas que pueden estimular la emisiónde las moléculas (p.e. H2O) en nubes moleculares

-Comparando el movimiento aparente de los
máseres con sus velocidades radiales se determina d

(aplicable a distancias de varios Mpc)

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8
Q

Lentes gravitacionales?

Directo o indirecto?

A

[delay var. b = d]
Metodo directo para d

Midiendo (el retraso en) las variaciones de
brillo de imgs múltiples de un cuásar
sobre el que actúa una lente gravitacional,
se puede determinar d

aplicable a grandes distancias pero impreciso

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9
Q

Tipos agrupamiento galaxias

A

Pequeños grupos, cúmulos de galaxias y supercúmulos de galaxias

Este agrupamiento está relacionado con la secuencia
de la formación de estructuras en el universo. El estudio de los cúmulos de galaxias es fundamental para estudiar la formación y
evolución, química y dinámica, de las galaxias; así como para establecer la estructura del
universo a gran escala

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10
Q

Parámetro esencial al estudiar cúmulos

Utilidad

Nombrar metodos

A

[masa -> Fg en entorno, ML/MO, simulaciones]
La m de los cúmulos es un parámetro esencial para:
entender la influencia gravitatoria que tienen en su entorno, conocer la proporción MLuminosa/MO y
comparar sims con modelos

Existen 3 métodos para su estimación: 
-dinámica de los cúmulos (dispersión de v. de las
galaxias)
-emisión en rayos X del gas intracumular
-lentes gravitacionales
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11
Q

Dinamica de los cumulos is…?

Explain

A

[m=eq.+v. gals]
Metodo para calcular m de cumulos

Si el cúmulo está en equilibrio virial
(‘’relajado’’), se puede calcular
la m dinámica del cúmulo a partir de
la dispersión de velocidades de las galaxias ahi

(formula M172)

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12
Q

Emisión en rayos X del gas intracumular is…?

Explain

A

[hot gas = rayos X (ρ, T) = % gas intracum.]
Metodo para calcular m de cumulos

Cum. ricos tienen gas caliente -> rayos X (rad bremsstrahlung)

Perfiles de ρ y T de esos rayos permite calc porcion de gas intracumular (about 16%)

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13
Q

Lentes gravitacionales is…? (re: galaxies)

Explain

A

Metodo para calcular m de cumulos

Las galaxias y los cúmulos de galaxias pueden actuar de lentes gravitacionales para la luz de objetos behind LOS
[so as i understand it, youre meas. the d TO said lente g. THANKS TO sth behind]

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14
Q

T or F

las galaxias se forman antes que los cúmulos

A

T

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15
Q

Como se forman los cumulos ricos

A

Por fusion de cum menores

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16
Q

influencia entre supercums?

A

the gals arent ligados grav. arent in eq. virial either

(nuestro grupo local esta cayendo hacia el cúmulo de Virgo, y a su vez este está cayendo hacia el supercúmulo de Virgo, pero en realidad, estamos en un supercúmulo aún mayor al que caemos con
velocidad aún mayor: LANIAKEA)

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17
Q

Estructura del universo a gran escala

A

grupos caen hacia

cumulos caen hacia

supercúmulos que se distribuyen en una red
cósmica de regiones de alta densidad conectadas por filamentos y hojas alrededor de grandes vacíos

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18
Q

En escalas mayores, el Universo es

A

homogeneo e isotropo

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19
Q

Tipo de materia oscura (MO) en que se cree nowadays

A

Primero se pensó que la materia oscura podían ser neutrinos (materia oscura caliente), pero ahora la teoría más aceptada es la de materia oscura fría (parts. masivas a baja v.)

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20
Q

Consecuencia de que haya MO fria o caliente

A

Se estudia la evol. del U con simulaciones/ ciertos parametros fijados

Como evol. depende del tipo de MO

p.e. si es caliente, se forman primero supercumulos y luego *menores

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21
Q

Principio cosmologico

A

La Tierra no ocupa una posición especial/privilegiada en el Universo

A grandes escalas, el Universo es homogéneo e isótropo

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22
Q

T or F

Otras galaxias se mueven resp. a la nuestra

A

las galaxias no se mueven, sino que aumenta el espacio entre ellas. El
desplazamiento al rojo de las líneas espectrales no debe interpretarse como debido a la velocidad de las galaxias sino a la expansión del espacio mientras la luz viaja:
desplazamiento al rojo cosmológico

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23
Q

Enumerar algunos parametros fısicos que varian a lo largo de la secuencia de Hubble, indicando en que sentido es la variacion

A

[secuencia, color red(elip)/blue(espiral), edad al avanzar]

El contenido de gas aumenta en la secuencia
E, S0, SA, SB, SC, SD, Irr

Otro par. que varIa es el color, siendo el rojo el color car. de las galaxias elipticas y el azul el de las espirales (avanzando en la secuencia)

La edad disminuye al avanzar en la secuencia

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24
Q

Por que se pueden usar las estrellas cefeidas y estrellas RR Lyrae como indicadores de distancias?

Que diferencia hay entre ellas?

A

[maybe read about the rest then, too, M167]

las RR Lyrae son estrellas viejas, de masa baja y radio pequeno,
mientras que las cefeidas son grandes y masivas estrellas jovenes

Algunas estrellas (mas alla de la SP) sufren importantes pulsaciones, variando su radio y su luminosidad. La mayorıa, ademas, expulsan gran cantidad de material al medio. Las cefeidas y las RR Lyrae son estrellas de este tipo, lo que las hace realmente ´utiles para el calculo de distancias:

Observando su periodo de pulsacion y atendiendo a su luminosidad, podemos establecer una
relacion entre su magnitud aparente y su magnitud real -> d

La principal diferencia es que mientras las cefeidas son estrellas realmente luminosas y pueden ser usadas para calculos a grandes distancias, las RR Lyrae tienen periodos mas
cortos, siendo menos luminosas y permitiendonos calcular distancias a cumulos estelares

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25
Q

Citar las principales pruebas observacionales que apoyan la teoria del Big Bang (7)

A

expansion, rad fondo micro, elementos, MO, parametros cosmo

  • El universo se expande, por lo que, extrapolando esa expansion hacia el pasado, todo tuvo que estar mucho mas cerca antes y, en el lımite, existio un evento en el que la densidad era infinita
  • Suponiendo que el ritmo de expansion ha sido constante, el valor en primera aproximacion de la edad del Universo es similar a la edad de las estrellas mas viejas: las escalas de edades coinciden

• Si la edad del Unvierso es finita, el Universo observable tambien lo es y aumentara con
el tiempo. Ademas, en un tiempo finito solo se han podido crear un numero finito de estrellas y la luz de los objetos lejanos esta desplazado hacia el rojo: los objetos lejanos
son diferentes a los cercanos

  • Predice las abundancias observadas de los diferentes elementos
  • Es consistente con la existencia de materia oscura
  • Esta de acuerdo con la derivacion de los diferentes parametros cosmologicos

• La radiacion cosmica de fondo (fotones primitivos que han llegado
hasta nosotros procedentes de un Universo caliente)

26
Q

Solve paradoja de Olbers

A

El flujo recibido por parte de otras galaxias es despreciable frente al recibido del Sol

27
Q

T del U inicial

A

Muy caliente

So fotones muy energeticos (v smol λ),
a la cuerpo negro

28
Q

Resumen cosmologia

A 
Vivimos en un universo con 
geometría plana, en 
exp acelerada 
y dominado dinámicamente por energía oscura (que no comprendemos) y materia oscura (que
no podemos encontrar)
29
Q

Domina la materia o la rad (E) en el U?

A

Actualmente domina la materia sobre la
radiación. Aunque el nº de fotones es mucho
mayor que el de átomos, son poco energéticos

Pero no fue así en el pasado, en el U primitivo dominaba la radiación

30
Q

Origen rad. de fondo

A

[T alta=no atoms neutros/ liberacion fotones en recombinacion del H]

La temperatura en el Universo primitivo eran tan alta que el H estaba completamente ionizado (aún no se habían formado los átomos neutros)

El U estaba lleno de fotones muy E que no podían viajar libremente debido a la alta ρ de
núcleos
El U era un plasma opaco (los fotones no pueden viajar en línea recta en un plasma)
Cuando alcanzó cierta edad, se produjo la RECOMB del H (se formaron los primeros
átomos neutros) y los fotones empiezan a viajar
libremente

El Universo se hizo transparente (no podemos
ver nada anterior)

31
Q

A medida que pasa tiempo, la λ que viaja sufre…

A

Redshift = λ crece

32
Q

El principio de equivalencia de Einstein postula

A

igualdad de la masa inercial y gravitatoria

33
Q

Representar en una misma grafica el factor de escala R(t) como funcion del tiempo para los siguientes modelos cosmologicos:

a) Universo cerrado, Λ = 0 Ω> 1
b) Universo plano, Λ=0 Ω=1
c) Universo abierto, Λ = 0; Ω < 1

d) Universo
vacio, Λ = 0 Ω = 0

e) Universo con Λ > 0 Ω = 1

Cual de los modelos anteriores es el mas apoyado por las observaciones recientes?

(pending)

A

https://ibb.co/bzsMC8F

S2p27

34
Q

Geometrias del U ito k

A

k=-1 curv- hiperbolico infinito

k=0 euclideo plano infinito

k=1 curv+ esferico finito

[rem: hiper plano es… el pecho de sweet d]

35
Q

Deducir la primera ecuacion de Friedmann (sin Λ) usando mecanica newtoniana

(pending)

A

See sp2 (pics)

36
Q

Comentar el significado fısico de la segunda ecuacion de Friedmann (no hace falta comentar P)

(pending)

A

See sp2

37
Q

Significado fisico de

ΩΛ
Ωm
Ho
k

Valor aprox en modelo estandar concordante?

(pending , S2p57)

A

Parámetro de densidad de materia: Ωm(t). Incluye tanto la materia bariónica (ordinaria) como la posible materia oscura

Parámetro de densidad ΩΛ para la cte cosmo. Se puede interpretar como una densidad de E asociada al esp vacío (energía oscura). Permanece constante durante la expansión (la energía oscura no tiene nada que ver con la
materia oscura!)

38
Q

primer modelo que predice la expansión del Universo

A

modelo de Sitter

39
Q

Why the cte cosmológica Λ originally?

A

Einstein:

con el fin de contrarrestar la GRAVITACION y poder tener un U estático e inmutable en el tiempo

40
Q

What if Λ < 0

A

if Λ < 0, Λ ayuda a la gravedad parando la expansión y produciendo una contracción

El Universo comienza en
un Big Bang, se expande hasta un máximo y luego se contrae

41
Q

La densidad de materia determina…

[COSMO]

A

La densidad de materia

determina no sólo la geometría, sino la edad y el futuro del Universo

42
Q

Parametro de densidad total

A

Ω = Ωm + ΩΛ

materia ordinaria & oscura

43
Q

What’s inflación cósmica?

A

Muy poco después del Big Bang, el Universo habría experimentado una
extraordinaria expansión (inflación) durante un breve periodo de tiempo. Durante esta época inflacionaria, que dura ~10^−32 s, el Universo se habría expandido por un factor de ~10^50

No se viola la Relatividad Especial: es el espacio el que se mueve (v>c)

44
Q

Qué se soluciona con el modelo de la inflación cósmica?

A

Prob de isotropia:
-Debido a la inflación sólo vemos una parte minúscula del U real. A y B estaban en contacto antes de la inflación con condiciones muy similares

Prob de planitud
-Debido a la inflación sólo vemos una parte minúscula del U real. Por eso la curv del U visible(!) parece ser nula

-Se soluciona además otro problema: ¿cómo se produjeron las irregularidades del Universo
primitivo que dieron lugar a la estructura a gran escala, supercúmulos, etc? Pequeñas
fluctuaciones cuánticas antes de la inflación crecieron con ésta para convertirse en
fluctuaciones macroscópicas que dieron lugar al Universo actual

45
Q

Hitos historia del universo (8)

A

Grav cuántica

Fin era de Planck

Separacion fuerza fuerte, comienza & termina inflacion

Separacion F electrodebil

Confinamiento de quarks, formacion p & n

U transparente a neutrinos, aniquilacion e-+e+

Nucleosintesis primordial

U transparente a fotones

Recombinacion

Formacion 1eras galaxias

Ahora

46
Q

What happened during Era de Planck?

A

cant say bud

47
Q

When did inflation start?

A

Cuando se rompe la simetría entre la fuerza fuerte y Edébil

El Universo estaba en un estado inestable llamado “falso vacío” con una alta ρ de E que se liberó, produciéndose la inflación y pasándose
a un “vacío real”

48
Q

What happened during confinamiento de los quarks

A

1GeV=los quarks se unen
y quedan confinados en protones y neutrones (hadrones): transición de fase quark-hadrón

cesan las producciones de pares de protones, neutrones. Sólo se producen
aniquilaciones, hay una aniquilación masiva (si el ratio de M/MO=1 entonces, no habria materia hoy)

49
Q

E de particulas en U primitivo

A

about kT

eq. termico

50
Q

Consecuencia de inflacion ito particles

A

[pares reales/ most mass]

La inflación se produce tan rápidamente que parts y antip. en pares virtuales son separadas/ no se aniquilan > now pares reales

La mayor parte de la masa del U se crea en este suceso

(en principio se debería haber creado la misma cantidad de materia que de antimateria, but there was slight asymmetry or sth)

51
Q

que mantiene unidos a los _____ en los protones y neutrones?

A

quarks

la F fuerte

52
Q

aparece cuando un quark cambia de tipo

A

F debil

53
Q

Trace history of GUT

A

A muy altas E, la F electrodebil y fuerte son indistinguibles

Con E bastante menores, la F EM y la debil

54
Q

What happened during desacoplamiento neutrinos

A

había un alto ritmo de reacciones entre neutrinos, antineutrinos, electrones y positrones que convierten protones en neutrones y viceversa

llegada cierta ρ, los neutrinos dejan de reaccionar

poco despues, la E de los ν baja y ya no se producen pares e, solo aniquilaciones (dos e dan dos ν). Desaparecen casi todos los pares

55
Q

Que se forma durante la nucleosintesis?

En orden

A

(reactions involve n, p, γ)

deuterio ^2H

^4He

Un poco de Be(rilio) y Li(tio)

56
Q

What happened during recombinacion

A

U cold enough >
1st atoms formed (nuc&e) >
as e lowers emits photons >
U now transparent

57
Q

Valor aprox Ho

A

cte de Hubble

67,3 s^-1

58
Q

Evidencias de un Universo plano

pending

A

—unclear

La posición del primer pico depende fuertemente de la curvatura del universo. Su tamaño
lineal está fijado por la edad del Universo en la recombinación. La relación entre tamaño
lineal y el tamaño angular depende de la curvatura del Universo

Resultado observacional: el ángulo es justamente el predicho para un Universo plano

59
Q

El modelo estandar explica…

A
  • La expansión acelerada del Universo.
  • La existencia y características del fondo cósmico de microondas (CMB).
  • La estructura del Universo a Gran Escala y formación de galaxias.
  • Las abundancias de los elementos.
  • Los valores de los parámetros cosmológicos derivados por diferentes métodos
60
Q

% Materia oscura en U

A

69% pog (haters say 68%)

61
Q

todas las estrellas de nuetrones son pulsares?

A

pulsares=subjconjunto de neut*
los pulsares son estrellas de neutrones en rotacion rapida y con un B variable e inclinado respecto al eje de rotacion, que crea

unpoderoso E en la superficie* que arranca
parts cargadas de la superficie creando una magnetosfera donde se aceleran a velocidades
relativistas.

estas parts emiten radiacion en ondas de radio confinada en dos conos
si estos conos apuntan a la Tierra observamos pulsos.

3ro de física (14 decks)

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