Origen y Evolución del Universo Gonzalo Tancredi Depto

Presentación del tema: "Origen y Evolución del Universo Gonzalo Tancredi Depto"— Transcripción de la presentación:

1 Origen y Evolución del Universo Gonzalo Tancredi Depto
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 arcmin2 Magnitud límite V ~ 30

3 Observando no más lejos pero si más débil

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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 (v220).

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

11 Ley de Hubble H0 = 67 ± 10 km/s/Mpc
Ley de Hubble con estimaciones de distancia basadas en SN tipo Ia H0 = 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
R(t) – factor de escala Para un espacio Euclido en coordenadas esféricas Para un espacio curvo Donde Sk() = sinh  para k = -1 Hiperbólico  para k = 0 Plano sin  para k = 1 Esférico para k = 0,  = r

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 El corrimiento al rojo z lo calculamos como
Considerado como una velocidad de recesión Considero luz de long. l, frecuencia n y período P. Supongo un par de rayos emitidos en dos máximos consecutivos a t1 y t1 + Pem. Los dos rayos serán recibidos a t0 y t0 + Prec. Igualando la longitud de los caminos, llegamos a

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

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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 mK)

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. H0 = 71 ± 4 km/sec/Mpc

22 Anisotropías en CMBR  = 0.3  = 1 Buen ajuste de datos
 = 0.3  = 1 Buen ajuste de datos observaciones con   1

23 Formación de estructuras

24 Distribución de materia a gran escala

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27 La dinámica del Universo

28 Ecuación de Friedmann para la tasa de expansión
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 desaceleración

29 Universo dominado por la materia en el presente
p = 0 y  = 0 Universo plano q0 = k = 0 crit - densidad crítica h – “constante” de Hubble normalizda

30 ¿Cuanto vale ?

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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

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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10-37s), el horizonte de las partículas tenía un radio de R10-29m Esta es la región del Universe que esta conectado por causalidad. Luego de la inflación (a t10-32s), esta región aumentó a 1011 – 1059 m La expansión “normal” comenzó… El Universo se expandió por otro factor de 1022 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 1033 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

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

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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 = 2/3H0 Si la densidad de materia es muy baja t = 1/H0 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 < años y temperatura > K. Expansión  t1/2 Dominado por la materia t > años y temperatura < K Expansión  t2/3 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 ……