Introducción a la Cosmología. I

Presentación del tema: "Introducción a la Cosmología. I"— Transcripción de la presentación:

1 Introducción a la Cosmología. I
1º: Los problemas de la Física en 1905 y 2005 2º: Cosmología. Visión general del Modelo Standard 3º: Ecuaciones básicas

2 1905. Einstein y los Problemas de la Física
Los 5 artículos del ‘annus mirabilis’ Efecto Fotoelétrico (marzo) Nº Avogadro y dimensión moléculas (abril y tesis de Julio) movimiento Browniano (mayo) Relatividad ‘Eldnm cuerpos movimiento.’ (junio) Inercia y Energía: E=mc2 (septiembre) Los problemas en 1905 Éter (Michelson-Morley) – hoy ? Cuerpo negro: (Planck) – MOND (a2/ a0 =MGr-2 a a0 ~ 10-8 cm/s2 ) Física cuántica Acción newtoniana a distancia

3 2005. Los Problemas de la Física
La interpretación de la Mecánica Cuántica* El Modelo Standard de las partículas fundamentales Los nuevos datos de la Cosmología de Precisión El Principio Antrópico*

4 La interpretación de la Mecánica Cuántica
La interpretación de la función de onda: Copenhague Bohm. Variables ocultas Everett El colapso de la función de onda. El problema de la medición. Los experimentos: Doble rendija Einstein-Podolsky-Rosen 1935  Bell Localidad vs. Realismo El gato de Schroedinger Entrelazamiento Elección retardada...

5 El Modelo Standard de las partículas fundamentales
El zoo de partículas y parámetros Pts. Elementales.jpg La unificación de las interacciones La Unificación de las Interacciones.doc. Susy_en.jpg Problemas de la Física de Partículas. Más allá del Modelo Standard. Problemas de la Física de Partículas en el 2005.doc Sueños de una Teoría Final....

6 El Modelo Standard de las partículas fundamentales
Sueños de una Teoría Final....

7 Los nuevos datos de la Cosmología
SNIa: La expansión acelerada. El balance de energía: ¡DM y DE ! El origen de UHECR El Principio Antrópico*

8 El Principio Antrópico
Carter, Barrow, Weinberg... Débil. Fuerte. Multiuniversos 4 tipos de infinitos universos: Fuera de nuestro horizonte cosmológico Burbujas postinflacionarias Everett. Pluralidad de universos cuánticos Otras estructuras matemáticas

9 Cosmología. Visión general del Modelo Standard CDM
Las preguntas clásicas Los pilares fundamentales Modelo Standard: Relatividad General + Principio Cosmológico La Expansión DE: Energía oscura LSS: la Estructura del Universo: homogeneidad DM: Materia Oscura CMB: Radiación de fondo microondas BBN: Nucleogénesis Inflación III-temas.doc

10 Las preguntas clásicas
Dimensiones y Geometría: plano R: ·109 a.l. Edad: · 106 años Composición. Origen Origen de la materia y de las estructuras. Evolución y Final Procesos.doc

11 Los pilares fundamentales
Relatividad General. Einstein Principio Cosmológico. Einstein, Milne Homogeneidad: LSS Isotropía: CMB, 10-5 Fluido Perfecto Expansión: Hubble Olbers CMB-2,725 ºK: Gamow, Penzias y Wilson 1964. BBN: 1H, 2D, 3He, 4He, 7Li. Gamow LSS: 2dFGRS + SDSS

12 El Modelo Standard y otros modelos cosmológicos
Hot Big Bang + Inflación  constante cosmológica CDM: Cold Dark Matter Otros modelos Estado Estacionario (Steady State). [Hoyle, Bondi, Narlikar] Principio Cosmológico Perfecto  Creación continua Fractalidad del Universo. [Pietronero] Constantes función del tiempo. G(t), c(t), (t). [Dirac, Barrow, Magueijo] . Webb 2000 Luz cansada (Tired Light) tired light.JPG Newtoniano. Inestabilidad

13 Modelo Standard: Relatividad General + Principio Cosmológico
la métrica de Robertson-Walker fluido de galaxias Dinámica de Friedmann – Lemaître Datos actuales

14 Gravitación. Curvatura s-t. La curvatura del espacio-tiempo.doc
Relatividad General Gravitación. Curvatura s-t. La curvatura del espacio-tiempo.doc Principio de Equivalencia.El Principio de Equivalencia.doc Las ecuaciones de campo Rmn- ½ gmnR = 8G Tmn+gmn : la constante cosmológica. Expansividad Riess y Perlmutter. SNIa 1998 p = -  . El problema del vacío cuántico: 124 o.m. Weinberg. Tests de Relatividad General. Tests de la RG.doc Más allá de la Relatividad General Gravedad cuántica, loops, cuerdas, membranas

15 El Principio Cosmológico
Isotropía. LSS + CMB (10-5) Principio Copernicano: Homogeneidad Necesidad de la Inflación: Planitud, horizonte, monopolos, magnetismo, LSS...

16 La métrica de Robertson-Walker
PE+CP  geometría del Universo métrica de Robertson-Walker ds2 = + dt2 -a2(t) [dr2 / (1-kr2) +r(d2 + sen2 d2] Coordenadas comóviles. Comovil.JPG El factor de escala a(t)  l. Hub y Redshift.jpg 1+z  obs/ em = aobs / aem El camino de las geodésicas. comov y geod.jpg dH: distancia física. 37a.jpg

17 Las galaxias forman un fluido perfecto
CP + Fluido perfecto  isotropía alrededor de los observadores comóviles Un observador comóvil tendría un dipolo = 0 en las anisotropías CMB Vsolar= 370 km/s al CMB. tcósmico ttierra . (error 10-6 ) Tmn = p gmn+(p+r)um un

18 Los modelos de Friedmann - Lemaître
Cinemática: métrica de Robertson-Walker Dinámica: Ecs. Einstein+CP: Ecs Friedmann-Lemaître (incluye Conserv. Energía). 18.jpg Hubble y el factor de escala: H = å / a; H0 =100h H(t)  a(t)  z Ecuaciones de estado: pi = i i (i =1/3,0,-1) Densidad crítica c y paramétro densidad i 18.jpg Ecs Friedmann-Lemaître con i

19 Los Datos Actuales M  0.27   0.73 H0 = 100 h km s-1 Mpc-1;
  0.73 H0 = 100 h km s-1 Mpc-1; h  0.72 (Freedman) t0 = 13,7 · 109 años dH = 14 a Mpc El déficit de materia bariónica: la materia oscura DM La época de la materia y la época de la radiación 19.jpg

20 v=H dfísica exacta de la métrica
La Expansión. Hubble v=H dfísica exacta de la métrica coherente con la homogeneidad Hub y Redshift.jpg Hubble 1929: z = H0 dL Hubble-1929.JPG RW : H0 dL (z) = z + ½ (1- q0) z (q  -a ä / a2 ) Medida de H0 y q0 Standard candles. HST (Freedman) la escala cósmica de distancias paralaje trigonométrico cefeidas hasta 400 Mpc: a) Tully-Fisher b) brillo elípticas c) brillo superficial d) SNIa e)SNII f)CMB H0 = 72 ± 8 km s-1 Mpc-1

21 SNIa  q0 < 0 SN Clasificación.JPG Supernovas.jpg
DE: Energía Oscura SNIa  q0 < 0 SN Clasificación.JPG Supernovas.jpg 1998: HZT (Riess) y SCP (Perlmutter) Universo acelerado. más débil, más lejos, dLmayor (20), q0 < 0 , acel > 0 energía en forma  < -1/3 [ = -1] q = ½ M -   M  0.27,   0.73 Época de deceleración anterior. Riess 2004 Campos de quintaesencia, incluso (t)   1.02 Cte. cosmológica Debilitamiento de la gravedad por debilitamiento en otras dimensiones ? (cuerdas)

22 LSS: La estructura del Universo
Tendencia al agrupamiento escalas galácticas (10kpc): /  102 Clusters ; Superclusters ( 10 Mpc); cadenas, redes, burbujas Homogeneidad (1000 Mpc) Origen y crecimiento: inflación y gravitación El problema de la formación escala de Jeans; bariones acoplados a fotones /  T/ T  10-5 en CMB ; adesacoplo / a0  10-3 no da tiempo alcanzar el régimen no lineal: /  1 Necesidad de DM

23 LSS: La estructura del Universo
1Mpc = años luz

24 Hot Dark Matter: pico FS, límite a masa neutrinos
DM: Materia Oscura Necesidad de DM: déficit de bariones para formar las galaxias déficit de materia luminosa en galaxias. Zwicky déficit de materia luminosa y bariónica cosmológicas lum  < B  < M  0.27 Hot Dark Matter: pico FS, límite a masa neutrinos Cold Dark Matter: probl. Escalas subgalácticas k=0 ; CDM

25 DM: Materia Oscura bariónica y no bariónica
1) DM bariónica. Dificultades Nubes calientes o frías de H MACHOs 2) DM no bariónica Neutrinos masivos (ligeros; pesados) Modificaciones ‘g’ a largas distancias. Nueva física MOND (Milgrom): a2/ a0 =MGr-2 a a0 ~ 10-8 cm/s2 WIMPS Axiones Wimps. Neutralino. Partículas SUSY Experimentos de detección: directa e inderecta

26 CMB: Radiación de fondo de microondas
Expansión: fase caliente y densa. La recombinación Experimentos

27 CMB: Radiación de fondo de microondas

28 CMB: Análisis y Anisotropías
Armónicos esféricos: T() =  alm Ylm () El monopolo de la Tª media: 2,725 ºK El dipolo del mov. Sistema Solar: v=368 km/s ¿Michelson – Morley? ¿y la SR? Anisotropías intrínseca C()  (T (n) / T) · (T (n’) / T) =  [(2l+1)/ 4] Cl Pl (cos ) Coeficientes Cl : espectro de potencia angular Mecanismos físicos diferentes a escalas  =  / l . Radio comóvil rH en el desacoplo.  ~ 0,86 1/2 . El problema del horizonte: necesidad de la inflación

29 CMB: Radiación de fondo de microondas
Anisotropías

30 CMB: Zonas del espectro
Zonas de Cl 1. Sachs Wolfe: l  100 2. Los picos armónicos 1º: geometría k=0,  =1,02 =M+ alturas relativas 1º y 2º: B , g 10 =6,14 (y BBN) alturas relativas 1º+2º+3º: M H0 h  0.71 WMAP 3. La cola amortiguada (espesor z: Silk damping + lentes gravitacionales) Polarización. (scattering e- fotón) Ondas gravitacionales en la inflación?

31 No aparece antimateria en: Asimetría cósmica: 1q por 109 par q-q’
BBN: Bariogénesis BBN con CMB: b / g ~ ¿Por qué hay tan pocos bariones? No aparece antimateria en: S.Solar, rayos cósmicos, no se ven antinúcleos, ni concentraciones galácticas, ni CMB distorsionado Asimetría cósmica: 1q por 109 par q-q’ Condiciones Sakharov Violación C (1957) + Violación CP (1964) Fuera de eq. Térmico: GUT (10-36) ,EW (10-10) o final de la Inflación Violación B, característica GUT. No StModelo, más bien SUSY Mecanismos:Desintegración bosones GUT o neutrinos pesados

32 El relevo de las estrellas (Hoyle)
BBN: Nucleogénesis La pista:He 24% + H 76%(Galaxia 1010a: 1%He) BBN espera a que el Universo se enfríe 1-0,1 Mev: fotones 109 destruyen nucleos para altos Mev. BBN.jpg n+p  d +  (cuello de botella del deuterio) d+d  4He +  (o a través de 3H y 3He) 4He + 3He (3H)  7Li No más: núcleos no estables ó barrera culombiana para altos A y el Universo se enfriaba: cuando hubo 4He ya no se pasó a 12C El relevo de las estrellas (Hoyle) 4He + resonancia de dos 3He  12C  más pesados Friedmann ( y T) + Pts Elementales   BBN n/p ~ 1/6, 1/7 ; D  25% He ; D/H ~ 1-7  10-5 ; Li/H ~ 0,6-4  10-10 He depende de T y D es función de 

33 Inflación Problemas la planitud El horizonte
Los orígenes de la estructura (las semillas primordiales) Los monopolos supermasivos predichos Otros defectos El magnetismo cósmico. magntgen.jpg

34 Ecuaciones básicas. Expansión
Problemas del Universo Newtoniano 34a.jpg Paradoja de Olbers Inestabilidad e Infinitud Expansión, Constante de Hubble y coordenadas comóviles 34b.jpg El desplazamiento z

35 Ecuaciones básicas. Cosmología
Ecs.cosmológicas desde Gr.Newtoniana Ecs. Friedmann 35a.jpg 35b.jpg Ecs. del Fluido 35c.jpg 35d.jpg Aceleración 35e.jpg 35f.jpg Soluciones: Ecs. Fluido:  35g.jpg 35h.jpg Ecs. Friedmann: a 35i.jpg  (t) 35j.jpg H(t)

36 Ecuaciones. Modelos sencillos
Materia 36a.jpg Radiación 36b.jpg Materia y radiación 36c.jpg Geometría y destino 36d.jpg

37 Ecuaciones básicas. RG Cosmología
Ecs. Cosmológicas desde Relatividad General Ecuaciones de Einstein a.jpg Métrica de Robertson-Walker dH lH tH Ecuaciones de Einstein con  37b.jpg  y geometría c.jpg Ecuaciones del enfriamiento 37d.jpg

38 Ecuaciones básicas. Inflación
Universo Inflacionario Problemas del Hot Big Bang Planitud 38a.jpg Horizonte 38b.jpg Monopolos Origen de las estructuras Magnetogénesis magntgen.jpg La inflación como solución 38c.jpg El campo inflacionario 38d.jpg Reheating y formación de estructuras 38e.jpg

39 ¿Alguna pregunta ?

40 pues a descansar un poco...