La descarga está en progreso. Por favor, espere

La descarga está en progreso. Por favor, espere

Origen y Evolución del Universo Gonzalo Tancredi Depto. Astronomía - Fac. Ciencias Hubble Deep Field Formación de Galaxias Cosmic Microwave Background.

Presentaciones similares


Presentación del tema: "Origen y Evolución del Universo Gonzalo Tancredi Depto. Astronomía - Fac. Ciencias Hubble Deep Field Formación de Galaxias Cosmic Microwave Background."— Transcripción de la presentación:

1 Origen y Evolución del Universo Gonzalo Tancredi Depto. Astronomía - Fac. Ciencias Hubble Deep Field Formación de Galaxias Cosmic Microwave Background Radiation Modelo de Big Bang Inflacionario

2 Hubble Deep Field 10 días consecutivos de observación -150 órbitas (1995) HDF-N en Osa Mayor (Gran cucharón – Big Dipper) Campo de 5.3 arcmin 2 Magnitud límite V ~ 30

3 Observando no más lejos pero si más débil

4

5 Censo de objetos ~ 3000 Galaxias en región del visible 40% de las galaxias son irregulares, peculiares o en fusión < 40 estrellas de la secuencia principal del disco y del Halo 150 corrimientos al rojo medidos 2 supernovas

6 La escalera de distancias

7 Tipos de SN

8 La curva de luz de las SN Superposición de la curva de luz de 22 SN

9 Estimando distancias con SN Magnitud absoluta presenta poca dispersión. Buena correlación entre magnitud del máximo y log. de velocidad de recesión (v 220 ).

10 La relación Tully-Fisher Vincula el ancho de la línea de 21cm o de H con la magntiud absoluta de una galaxia. El ancho de H se usa para determinar V rot, que estará relacionada por la Ley de Kepler con la Masa, esta con la Luminosidad y la M abs.

11 Ley de Hubble Ley de Hubble con estimaciones de distancia basadas en SN tipo Ia H 0 = 67 ± 10 km/s/Mpc Ley de Hubble con estimaciones de distancia basadas en relación de Tully-Fisher

12 Relatividad General La métrica del espacio tiempo Para un espacio Euclido en coordenadas esféricas Para un espacio curvo Donde S k ( ) = sinh para k = -1 Hiperbólico para k = 0 Plano sin para k = 1 Esférico para k = 0, = r R(t) – factor de escala

13 La curvatura del espacio k =- 1 k = 0 k = 1

14 Expansión del Universo d – elemento de distacia a lo largo del rayo de luz R(t) – factor de escala c – vel. luz

15 Corrimiento al rojo Considero luz de long. frecuencia y período P. Supongo un par de rayos emitidos en dos máximos consecutivos a t 1 y t 1 + P em. Los dos rayos serán recibidos a t 0 y t 0 + P rec. Igualando la longitud de los caminos, llegamos a El corrimiento al rojo z lo calculamos como Considerado como una velocidad de recesión

16 Record en distancias Galaxia más distante z=6.56 Quasar más distante z=6.4 Lyman en reposo =1216 Å

17 Rotación de las Galaxias Velocidad constante a grandes distancias. No se aprecia caída kepleriana por masa central. Halo de materia oscura (NO agujeros negros o estrellas neutronicas SI ? estrellas de baja masa, enanas marrones)

18 La radiación cósmica de fondo

19

20 Anisotropías de la Radiación Cósmica de Fondo Mapa medido por COBE con escala entre 0 y 4K (luego de quitar aportes locales) Se muestran fluctuaciones de 1 parte en (30 K)

21 Comparación de los mapas elaborados cpn COBE y con WMAP Resultados del WMAP Las primeras estrellas se formaron 200 millones de años luego del Big Bang. La radiación cósmica de fondo se originó 379,000 años después del Big Bang. H 0 = 71 ± 4 km/sec/Mpc

22 Anisotropías en CMBR = 1 = Buen ajuste de datos observaciones con

23 Formación de estructuras

24 Distribución de materia a gran escala

25

26

27 La dinámica del Universo

28 Ecuación de Friedmann H – constante de Hubble R - Factor de escala - densidad del Universo G, c - constantes k - constante de curvatura (1,0,–1) - Constante cosmológica q - parámetro de desaceleración para la tasa de expansión para la desaceleración

29 crit - densidad crítica h – constante de Hubble normalizda Universo dominado por la materia en el presente p = 0 y = 0 Universo plano q 0 = 0.5 k = 0

30 ¿Cuanto vale ?

31

32 ¿Cuan cerca de la densida crítica?

33 Dominio de energía y materia mat R -3 ene R -3 R -1 = R -4

34 Densidad de la materia y T

35 Epóca dominada por la radiación Acoplamiento materia - radiación Recombinación y Desacople materia - radiación

36

37 Breve referencia a física de partículas Átomos constituidos por –nucleones: protones + neutrones –electrones Nucleones constituidos por 3 quarks – Materia bariónica 2 quarks – Mesones Bariones + Mesones = Hadrones Leptones: e -, muones, tau y neutrinos Materia + Antimateria = Radiación

38 El Big Bang

39 Nucleosíntesis primordial

40 Predicción de abundancias

41 Materia Oscura Caliente o Fría Materia bariónica < 0.05 (de nucleosíntesis primordial) Materia no-bariónica ~ 0.35 (de estructura a gran escala y lentes gravitacionales) Hot Dark Matter (HDM) – Forma estructuras de grande a chico por fragmentación de grandes estructuras Partículas livianas muy energéticas: neutrinos Cold Dark Matter (CDM) – Forma estructuras a partir de agrupaciones pequeñas. Partículas masivas: partículas supersimétricas (WIMPS) y axiones Se favorece el modelo CDM

42 Ideas básicas de la Inflación Teoría propuesta por Alan Guth en 1982 Guth postuló una Epoca Inflacionaria –Expansión muy rápida y exponencial del Universo –Ocurrió en el interval, t= s –El Universo se expandió por un factor de durante ese tiempo! Qúe causo la inflación? Fluctuaciones en campos cuánticos…

43 Inflación

44 La resolución de los problemas cosmológicos con la Inflación El problema de la chatura The Flatness Problem –Considero una superficie curvada –Ahora la expando por un enorme factor –Luego de la expansión, se verá localmente plana –Por tanto, la inflación predice un Universo que es no distinguible de uno plano

45 El problema del horizonte Si miramos en direcciones opuestas, en el límite del Universo observable, estas regiones estan separadas a una distancia de 2 veces la edad del Universo. Las observaciones de la CMBR muestran iguales temperaturas, pero ¿cómo pueden estar en equilibrio térmico sino se podían comunicar entre sí? En el momento de la recombinación, el tamaño del horizonte en el cielo era de 1 grado.

46 El problema del horizonte –Antes de la inflación (a t s), el horizonte de las partículas tenía un radio de R m –Esta es la región del Universe que esta conectado por causalidad. –Luego de la inflación (a t s), esta región aumentó a – m –La expansión normal comenzó… El Universo se expandió por otro factor de entre el final de la inflación y el desacople (t=300,000 a) –Por tanto, al momento del desacope, la región conectada por causalidad era de al menos m en extensión! –La inflación predice que todo el Universo observable (y bastante mas allá) se originó de una pequeña región conecteda por causalidad. –Lo que resuelve el problema del horizonte.

47 La solución al problema del horizonte por la Inflación

48 Expansión

49

50 Expansión acelerada Constante cosmológica 0 Densidad energética del vacío Presión del vacío

51

52 Combinando resultados de SN, CMBR y Cumulos de Galaxias

53 Estado de Cuenta de Universo: CDM (cold dark matter con constante cosmológica)

54 ¿Cuál es la edad del Universo Las estrellas mas viejas El ciclo de vida de las estrellas depende de la masa. Las estrellas menos masivas tienen una mayor duración en la secuencia principal. Todas las estrellas de un cúmulo globular nacieron juntas. El punto de salida de la secuencia principal o la temperatura de las enanas de enfriamiento de las blancas permiten determina la edad. Se tenían estimaciones de edad de cúmulos entre 11 y 18 mil millones La expansión del Universo Si el Universo es plano y compuesto mayoritariamente de materia, la edad la podemos estimar como t = 2/3H 0 Si la densidad de materia es muy baja t = 1/H 0 Lo que implica valores entre 12 y 14 mil millones de años. ¿Una crisis de edad?

55 Enanas blancas en M4

56 Comparando resultados Las estrellas mas viejas 12 a 13 mil millones de años de antigüedad La expansión del Universo Tomando en cuenta la contribución de la materia y y tomando =1, se estima una edad de 13.7 miles de millones de años (con un error de 1%).

57 Las tres grandes etapas del Universo Dominado por la radiación t K. Expansión t 1/2 Dominado por la materia t > años y temperatura < K Expansión t 2/3 Dominado por la constante cosmológica Expansión con crecimiento exponencial

58 Nuevas preguntas a partir de nuevas respuestas ~5% del Universo constituido por materia conocida (bariónica) ~35 % materia oscura (materia no bariónica) ~60 % por energía oscura o energía del vacío Cuanto queda por descubrir ……


Descargar ppt "Origen y Evolución del Universo Gonzalo Tancredi Depto. Astronomía - Fac. Ciencias Hubble Deep Field Formación de Galaxias Cosmic Microwave Background."

Presentaciones similares


Anuncios Google