Astronomia galàctica i cosmologia Flashcards
Galàxia
Grup d’estrelles lligades gravitatòriament amb grans quantitats de pols, gas (la majoria) i matèria fosca
Matèria fosca
Matèria que no interacciona amb la força electromagnètica però sí fa acció gravitatòria
Tipus de matèria fosca
HDM no-bariònica com els neutrins (v relativistes) i CDM on es formen les galàxies junt amb el gas en rotació
Distinció entre HDM i CDM
El recorregut lliure mig de la HDM és major a la CDM
Presència de gas fred
En galàxies com la Via Làctia o Andròmeda, hi ha una activa formació de núvols moleculars (li dona color blau d’estrelles joves)
Classificació taxonòmica “Hubble Tuning Fork”
Distingeix 3 classes: el·líptiques, lenticulars i espirals, a més d’irregulars
Galàxies el·líptiques
Galàxies esferoidals de color vermellós (per les estrelles velles), amb gas d’alta temperatura, que emet raigs X, no apte per formar estrelles. Envoltades per molts cúmuls globulars i es poden formar per xocs de galàxies de disc
Galàxies de disc
Galàxies formades per la rotació de gas amb matèria fosca freda, poden ser lenticulars o espirals, tenen moltes estrelles de població I
Galàxies lenticulars
S0, galàxies de disc molt gruixut sense braços espirals, ja que no tenen gas
Galàxies espirals
Galàxies de disc amb braços espirals, on hi ha una major formació d’estrelles en cúmuls oberts, descrites per la teoria d’ona de densitat
Tipus de galàxies el·líptiques
Es denominen E1,E2,…,E7 segons e = (1-b/a)·10, sent a,b paràmetres de l’el·lipse
Tipus de galàxies espirals
Es denominen Sa/b/c/d segons la grandària del bulb i els braços (ordre decreixent)
Barra galàctica
Inestabilitat temporal del disc galàctic que travessa el bulb en galàxies espirals (o a
vegades lenticulars)
Halo estel·lar
Halo d’estrelles que envolten una galàxia, amb cúmuls globulars
Presència d’estrelles de població II
En l’halo estel·lar (més en el·líptiques que espirals),
els cúmuls globulars i, un 5% en els bulbs i el disc gruixut (hi ha un gradient negatiu)
Galàxia activa
Galàxia en la qual el forat negre supermassiu central absorbeix quantitats de
material significatives i emet raigs gamma,X i ràdio (jets)
Gas atòmic i mol·lecular
Gas d’àtoms neutres que s’exten per tota la galàxia i dona lloc a molècules, que no permet la formació d’estrelles
Galàxies nanes
Galàxies amb magnitud major a -18
Grup de galàxies
Conjunt de 3 o més galàxies gegants, fins proximadament 6/10
Cúmul de galàxies
Conjunt de més de 6/10 galàxies gegants
Classificació de galàxies segons emissions
Starburst, LIRG i ULIRG, i AGN
Starburst
Galàxies majoritàriament irregulars que tenen regions amb esclats de formacions d’estrelles (O i B)
LIRGs i ULIRGs
Galàxies lluminoses i ultralluminoses en l’infrarroig, tenen forma irregular perquè provenen de fusions i molt de gas i pols que els hi dona color vermell
AGN (Active galactic Nuclei)
Galàxies caracteritzades per tenir una alta L, un espectre no tèrmic, excés de L a les bandes gamma, X i ràdio, un nucli brillant i de tipus estel·lar, línies d’emissió fortes (ex: Halpha), variabilitat de L de pocs dies i presència de dolls ràdio
Quasar
Galàxies AGN molt lluminoses i pesades (aspecte quasi estel·lar)
Brillantor superficial d’una galàxia
Es descriu amb el perfil de Sèrsic, en funció del radi projectat
Índex de Sèrsic
n=1: perfil exponencial (disc), n=4: perfil de de Vaucouleurs (el·líptiques)
Brillantor superficial mitjana
Es pot comparar amb el nivell de brillantor del cel i veure si serà observable. Les de baixa brillantor superficial no son visibles mentre que altres galàxies de disc solen tenir brillantors superiors només en el bulb
Galàxia ultra-difusa (UDG)
Galàxies esferoidals nanes de molt baixa brillantor superficial i poca metal·licitat
Perfils de lluminositat 3D
n=4: perfil de Hernquist (el·líptiques) i n=1 no té nom particular
Funcions de densitat
La densitat de galàxies es descriu per la funció de Schechter (en funció de L), es pot transformar per a que sigui en funció de M, i integrant dona la densitat de lluminositat
Energia fosca
Fluid amb propietats antigravitatòries
Composició de l’Univers
5% matèria regular, 25% matèria fosca i 70% energia fosca
Model LambdaCDM
Model cosmològic basat en la constant cosmològica, densitat de l’energia fosca, concretament la “cold dark matter”
Equacions de camp d’Einstein (EFE)
Relació de tensors 4D que descriuen el contingut de massa-energia dels fluids que formen l’Univers i la seva geometria
Solució de les EFE per Einstein
En la solució d’Einstein, introdueix inicialment una constant cosmològica per a fer un efecte d’antigravetat i que l’Univers fos estàtic
Solució del buit
Solució de les EFE per Schwarzschild per forats negres
Principi cosmològic
L’Univers ha de ser homogeni i isotròpic (uniforme) en escala global.
Contingut de l’Univers
L’Univers és autocontingut, i no dins d’un buit exterior
Geometries compatibles amb la isotropia
Esfèrica, forma de “sella” i hiperplana (curvatura Gaussiana nul·la)
Paràmetres de les equacions de Friedmann
Paràmetre de curvatura k = {-1,0,1} i el factor d’escala a\in[0,1], normalitzat per la grandària actual
Univers causal
Límit finit de l’Univers per la llum que ens ha pogut arribar.
Big Bang inflacional
Hipòtesi inflacional del model estàndard del Big Bang, que proposa un període molt curt d’expansió exponencial (a velocitat major que c), durant el qual l’Univers es comportava com un fluid perfecte amb pressió negativa
Problemes que resol el model de Big Bang inflacional
La curvatura nul·la observada (flatness problem), que el temps que trigaria la llum en viatjar entre dos cossos molt distants pot ser major a l’edat de l’Univers (horizon problem) i que es prediria la existència de monopols magnètics, mai observats (monopole problem)
Llei de Hubble-Lemaître
v_{exp} = H_0 r, sent v_{exp} la velocitat d’expansió i H_0 la constant de Hubble (varia amb el temps)
Principi de localitat
La teoria de la relativitat exclou violacions d’aquest principi, ja que les interaccions no son instantànies, sinó que, per exemple, la massa dels objectes depèn de la seva velocitat
Nucleosíntesi en el Big Bang (BBN)
La nucleosíntesi primordial és principalment de protons i neutrons després comencen a decaure els neutrons i formar nuclis d’altres elements com l’He
Geometries possibles pel principi cosmològic
Ritme de dilatació d’espai-temps segons geometria
Equació d’estat de l’Univers
P = wpc^2, amb p sent la densitat en repòs, i w és 0 (matèria bariònica i fosca freda), 1/3 (radiació) o -1 (energia fosca)
Fons de radiació de microones
Mar de fotons primordials dels inicis de l’Univers, que van de deixar d’interactuar amb la matèria un cop es tornava neutre pel refredament adiabàtic
Espectre de potències
Espectre d’amplituds de la radiació de fons, que té un màxim a les microones, un cop eliminada l’anisotropia dels dipols (Doppler). Permet conèixer aspectes com les fluctuacions de temperatures per inflació, que provoquen pics acústics
Models del Big Bang calent
Proposen solucions a les equacions d’Einstein tals que descriuen un estat inicial de l’Univers molt dens i calent, que es va expandir ràpidament
Constant cosmològica
Constant que afegeix Einstein a les seves equacions per explicar l’expansió de l’Univers, en contra del que diria la GR
Tipus de matèria/energia
Radiació, matèria bariònica, neutrins actius, CDM i energia fosca
Estadis de la formació de l’Univers
Univers inflacionari, creació de la matèria, creixement lineal de l’estructura i naixament d’estrelles i galàxies
Univers inflacionari
En el temps de Planck, la inflació (d’un factor de 10^26) explicaria l’observada flatness, homogeneitat i isotropia de l’Univers, i també que hi havia fluctuacions (ex: tèrmiques) i perturbacions adiabàtiques que mantenien la curvatura Gaussiana però explicarien l’estructura posterior
Creació de la matèria
D’entre 10^-6 s als pocs minuts de l’Univers, la inflació acaba en un procés de reescalfament, on l’energia inflacional decau en plasma calent (sorgeixen els primers bosons). Amb el refredament per la contínua expansió, hi ha bariogènesi i leptogènesi, fins arribar l’H…
Creixement lineal de l’estructura
Passat 10^5 anys, les perturbacions de matèria fosca evolucionen independents un cop acaba l’època de radiació, i amb l’acció gravitatòria es desacobla la matèria bariònica dels fotons
Naixament d’estrelles i galàxies
A partir de 10^8 anys, les inhomogeneitats de matèria fosca proposen que l’Univers eren buits (voids) poc densos units per regions d’alta densitat en forma de filament (web-like structure), i és en els halos d’alta densitat on es condensa la matèria bariònica i dona lloc a estrelles i proto-galàxies
Paradoxa de la formació de cossos petits
La matèria fosca accelera la formació d’halos densos, però no dissipa moment angular, que és necessari per formar estructures petites dins els halos. Una possible explicació és que la matèria bariònica dissipa moment angular per refredament radiatiu
Etapa de Star-formation (SF)
Es comencen a formar estrelles de població III (més massives), de vida curta, que donen lloc a població II. Després s’uneixen (merge) amb o sense (dry merge) gas, per formar galàxies, i son les espirals les que formen estrelles de població I
Gràfic de Madau
Gràfic de rati SF respecte el redshift z, que mostra que al voltant de z=1, el rati era molt constant
Efecte de downsizing
El gràfic de Madau mostra que les estrelles més massives van aturar la SF primer, un efecte de “reducció de mida”
