Brainscape's Knowledge GenomeTM

Browse over 1 million classes created by top students, professors, publishers, and experts.


See full index

física carla > Astronomia galàctica i cosmologia > Flashcards

Astronomia galàctica i cosmologia Flashcards

1
Q

Galàxia

A

Grup d’estrelles lligades gravitatòriament amb grans quantitats de pols, gas (la majoria) i matèria fosca

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
2
Q

Matèria fosca

A

Matèria que no interacciona amb la força electromagnètica però sí fa acció gravitatòria

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
3
Q

Tipus de matèria fosca

A

HDM no-bariònica com els neutrins (v relativistes) i CDM on es formen les galàxies junt amb el gas en rotació

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
4
Q

Distinció entre HDM i CDM

A

El recorregut lliure mig de la HDM és major a la CDM

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
5
Q

Presència de gas fred

A

En galàxies com la Via Làctia o Andròmeda, hi ha una activa formació de núvols moleculars (li dona color blau d’estrelles joves)

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
6
Q

Classificació taxonòmica “Hubble Tuning Fork”

A

Distingeix 3 classes: el·líptiques, lenticulars i espirals, a més d’irregulars

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
7
Q

Galàxies el·líptiques

A

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

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
8
Q

Galàxies de disc

A

Galàxies formades per la rotació de gas amb matèria fosca freda, poden ser lenticulars o espirals, tenen moltes estrelles de població I

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
9
Q

Galàxies lenticulars

A

S0, galàxies de disc molt gruixut sense braços espirals, ja que no tenen gas

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
10
Q

Galàxies espirals

A

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

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
11
Q

Tipus de galàxies el·líptiques

A

Es denominen E1,E2,…,E7 segons e = (1-b/a)·10, sent a,b paràmetres de l’el·lipse

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
12
Q

Tipus de galàxies espirals

A

Es denominen Sa/b/c/d segons la grandària del bulb i els braços (ordre decreixent)

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
13
Q

Barra galàctica

A

Inestabilitat temporal del disc galàctic que travessa el bulb en galàxies espirals (o a
vegades lenticulars)

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
14
Q

Halo estel·lar

A

Halo d’estrelles que envolten una galàxia, amb cúmuls globulars

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
15
Q

Presència d’estrelles de població II

A

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)

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
16
Q

Galàxia activa

A

Galàxia en la qual el forat negre supermassiu central absorbeix quantitats de
material significatives i emet raigs gamma,X i ràdio (jets)

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
17
Q

Gas atòmic i mol·lecular

A

Gas d’àtoms neutres que s’exten per tota la galàxia i dona lloc a molècules, que no permet la formació d’estrelles

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
18
Q

Galàxies nanes

A

Galàxies amb magnitud major a -18

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
19
Q

Grup de galàxies

A

Conjunt de 3 o més galàxies gegants, fins proximadament 6/10

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
20
Q

Cúmul de galàxies

A

Conjunt de més de 6/10 galàxies gegants

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
21
Q

Classificació de galàxies segons emissions

A

Starburst, LIRG i ULIRG, i AGN

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
22
Q

Starburst

A

Galàxies majoritàriament irregulars que tenen regions amb esclats de formacions d’estrelles (O i B)

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
23
Q

LIRGs i ULIRGs

A

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

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
24
Q

AGN (Active galactic Nuclei)

A

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

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
25
Q

Quasar

A

Galàxies AGN molt lluminoses i pesades (aspecte quasi estel·lar)

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
26
Q

Brillantor superficial d’una galàxia

A

Es descriu amb el perfil de Sèrsic, en funció del radi projectat

27
Q

Índex de Sèrsic

A

n=1: perfil exponencial (disc), n=4: perfil de de Vaucouleurs (el·líptiques)

28
Q

Brillantor superficial mitjana

A

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

29
Q

Galàxia ultra-difusa (UDG)

A

Galàxies esferoidals nanes de molt baixa brillantor superficial i poca metal·licitat

30
Q

Perfils de lluminositat 3D

A

n=4: perfil de Hernquist (el·líptiques) i n=1 no té nom particular

31
Q

Funcions de densitat

A

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

32
Q

Energia fosca

A

Fluid amb propietats antigravitatòries

33
Q

Composició de l’Univers

A

5% matèria regular, 25% matèria fosca i 70% energia fosca

34
Q

Model LambdaCDM

A

Model cosmològic basat en la constant cosmològica, densitat de l’energia fosca, concretament la “cold dark matter”

35
Q

Equacions de camp d’Einstein (EFE)

A

Relació de tensors 4D que descriuen el contingut de massa-energia dels fluids que formen l’Univers i la seva geometria

36
Q

Solució de les EFE per Einstein

A

En la solució d’Einstein, introdueix inicialment una constant cosmològica per a fer un efecte d’antigravetat i que l’Univers fos estàtic

37
Q

Solució del buit

A

Solució de les EFE per Schwarzschild per forats negres

38
Q

Principi cosmològic

A

L’Univers ha de ser homogeni i isotròpic (uniforme) en escala global.

39
Q

Contingut de l’Univers

A

L’Univers és autocontingut, i no dins d’un buit exterior

40
Q

Geometries compatibles amb la isotropia

A

Esfèrica, forma de “sella” i hiperplana (curvatura Gaussiana nul·la)

41
Q

Paràmetres de les equacions de Friedmann

A

Paràmetre de curvatura k = {-1,0,1} i el factor d’escala a\in[0,1], normalitzat per la grandària actual

42
Q

Univers causal

A

Límit finit de l’Univers per la llum que ens ha pogut arribar.

43
Q

Big Bang inflacional

A

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

44
Q

Problemes que resol el model de Big Bang inflacional

A

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)

45
Q

Llei de Hubble-Lemaître

A

v_{exp} = H_0 r, sent v_{exp} la velocitat d’expansió i H_0 la constant de Hubble (varia amb el temps)

46
Q

Principi de localitat

A

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

47
Q

Nucleosíntesi en el Big Bang (BBN)

A

La nucleosíntesi primordial és principalment de protons i neutrons després comencen a decaure els neutrons i formar nuclis d’altres elements com l’He

48
Q

Geometries possibles pel principi cosmològic

A
49
Q

Ritme de dilatació d’espai-temps segons geometria

A
50
Q

Equació d’estat de l’Univers

A

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)

51
Q

Fons de radiació de microones

A

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

52
Q

Espectre de potències

A

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

53
Q

Models del Big Bang calent

A

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

54
Q

Constant cosmològica

A

Constant que afegeix Einstein a les seves equacions per explicar l’expansió de l’Univers, en contra del que diria la GR

55
Q

Tipus de matèria/energia

A

Radiació, matèria bariònica, neutrins actius, CDM i energia fosca

56
Q

Estadis de la formació de l’Univers

A

Univers inflacionari, creació de la matèria, creixement lineal de l’estructura i naixament d’estrelles i galàxies

57
Q

Univers inflacionari

A

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

58
Q

Creació de la matèria

A

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…

59
Q

Creixement lineal de l’estructura

A

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

60
Q

Naixament d’estrelles i galàxies

A

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

61
Q

Paradoxa de la formació de cossos petits

A

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

62
Q

Etapa de Star-formation (SF)

A

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

63
Q

Gràfic de Madau

A

Gràfic de rati SF respecte el redshift z, que mostra que al voltant de z=1, el rati era molt constant

64
Q

Efecte de downsizing

A

El gràfic de Madau mostra que les estrelles més massives van aturar la SF primer, un efecte de “reducció de mida”

física carla (6 decks)

Brainscape helps you reach your goals faster, through stronger study habits.
© 2024 Bold Learning Solutions. Terms and Conditions