Una Historia para el Universo

Presentación del tema: "Una Historia para el Universo"— Transcripción de la presentación:

1 Una Historia para el Universo
Yvelice Castillo

2 Cosmología: El Estudio del Universo
Cosmología es el estudio científico de las propiedades a gran escala del Universo como un todo. Emplea el método científico para entender el origen, evolución y fin último de todo el Universo.

3 Cosmología: El Estudio del Universo
La Cosmología incluye: la formación de teorías o hipótesis sobre el universo, que hacen predicciones específicas para fenómenos que pueden ser probados con observaciones.

4 Cosmología del Big Bang
La mayoría de los astrónomos cree que el Universo comenzó con un Big Bang, hace alrededor de 14 mil millones de años.

5 Cosmología del Big Bang
En ese momento, todo el Universo se encontraría en el interior de una burbuja mil veces más pequeña que la cabeza de un alfiler. Pero sería más caliente y densa que cualquier cosa que nos podamos imaginar.

6 Cosmología del Big Bang
Luego explotó de pronto. Había nacido el Universo que conocemos. Y el tiempo, el espacio y la materia comenzaron en ese instante.

7 En una fracción de segundo, el Universo pasó
de ser MÁS PEQUEÑO QUE UN ÁTOMO a ser MÁS GRANDE QUE UNA GALAXIA.

8 Cosmología del Big Bang
Y continuó creciendo a una velocidad impensable. Todavía hoy se encuentra en expansión.

9

10 A medida que el Universo se expandía y enfriaba, la energía se convirtió en partículas de materia y de antimateria. Estos dos tipos opuestos de partículas se destruyeron entre sí casi por completo. Pero algo de materia sobrevivió.

11 Estos dos tipos opuestos de partículas se destruyeron entre sí casi por completo.
Pero algo de materia sobrevivió.

12

13 En los tres minutos que siguieron, la temperatura se redujo en más de
¡MIL MILLONES DE GRADOS CELSIUS!, siendo entonces lo suficientemente templada como para que los protones y neutrones se unieran, formando núcleos de hidrógeno y helio.

14 Fusión Nuclear PROTÓN NEUTRÓN

15 Al cumplir 300.000 años, la temperatura del Universo descendió a cerca de 3.000 grados.
Los núcleos atómicos finalmente pudieron capturar electrones para formar átomos. El Universo se llenó de nubes de gas de hidrógeno y helio.

16

17 No podemos ver nada de lo que ocurrió antes de los primeros 300
No podemos ver nada de lo que ocurrió antes de los primeros años del Universo. Los científicos intentan comprenderlo a partir de su conocimiento de las partículas atómicas y mediante modelos informáticos.

18 La única evidencia directa del propio Big Bang es un débil resplandor en el espacio, llamado “radiación cósmica de fondo”, que es una radiación en el espacio cuya longitud de onda es del rango de las microondas. Los vehículos espaciales y telescopios en globos lo ven como un patrón desigual de gas ligeramente o más caliente o más frío, que nos rodea por completo. Las regiones más “calientes” de este resplandor marcan los lugares donde las nubes de hidrógeno eran un poco más densas.

19 En esta imagen podemos apreciar el mapa de temperaturas de la radiación cósmica de fondo. Los puntos rojos son las zonas más “calientes”, con temperaturas de ºC. Los puntos azules son las regiones más frías, con temperaturas de ºC. Como se ve, la diferencia máxima de temperaturas es de sólo ºC.

20 Analogía entre un mapa de temperaturas de la Tierra y el mapa de temperaturas de la radiación cósmica de fondo, en el espacio.

21 Historia Cósmica

22

23 A lo largo de millones de años, las regiones más densas atrajeron materia hacia ellas porque su fuerza de gravedad era mayor.

24 Finalmente, cerca de 100 millones de años después del Big Bang, el gas se calentó y alcanzó una densidad suficiente como para dar origen a las primeras estrellas.

25

26 Historia Cósmica

27 Las nuevas estrellas nacían a una velocidad 10 veces mayor que en el Universo actual.
Los grandes cúmulos de estrellas pronto se convirtieron en las primeras galaxias.

28

29 El Telescopio Espacial Hubble y potentes telescopios terrestres ahora están comenzando a encontrar galaxias creadas cerca de mil millones de años después del Big Bang.

30

31 Estas pequeñas galaxias estaban mucho más cerca las unas de las otras que las galaxias de hoy en día. Eran comunes las colisiones. Como dos llamas aproximándose la una a la otra, se fusionaron para crear galaxias de mayor tamaño. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, nació de este modo.

32

33 Descubrimiento de la Radiación Cósmica de Fondo (CMB)

34 Descubrimiento de la CMB
Fue predicha por George Gamow en 1948, y por Ralph Alpher y Robert Herman in 1950. Observada por casualidad en 1965 por Arno Penzias y Robert Wilson. Se creyó que era una fuente de ruido en un receptor de radio que construyeron. Al mismo tiempo, investigadores en Princeton University, estaban desarrollando un experimento para encontrar la CMB.

35

36 Fundamentos del Modelo del Big Bang

37 Pilares teóricos sobre los que descansa el Modelo del Big Bang:
La Teoría General de la Relatividad El Principio Cosmológico

38 Teoría General de la Gravedad
En 1915, Einstein pensó que las masas deforman el espacio-tiempo a su alrededor.

39 Teoría General de la Relatividad
El Físico John Wheeler lo expresó así: “La Materia le dice al espacio como curvarse, y el espacio le dice a la materia como moverse."

40

41 E

42 E’ E

43 El Principio Cosmológico
La materia en el Universo es homogénea e isotrópica cuando se promedia a grandes escalas.

44 El Principio Cosmológico
La radiación cósmica de fondo tiene una distribución de temperatura muy uniforme sobre todo el cielo. Este hecho apoya la idea de que el gas que emitió esta radiación desde hace mucho tiempo atrás estaba distribuido muy uniformemente.

45 La Imagen de Cielo de Microondas de la Misión WMAP

46 La Forma del Espacio-Tiempo

47 La Forma del Espacio Tiempo
El espacio-tiempo toma su forma debido a los efectos gravitacionales de la materia que lo compone. Pero si la materia en el Universo es homogénea, la forma que tenga el Universo más bien dependerá de la densidad promedio de la materia total del Universo (es decir, la masa total entre el volumen total).

48 Si la densidad real del Universo es mayor que un valor conocido como “densidad crítica”, Ω0, el Universo es cerrado y finito, como una esfera. Ω0 > 1

49 Si la densidad de la materia es menor que la llamada densidad crítica, el universo es abierto e infinito. Ω0 < 1

50 Si la densidad es exactamente igual a la densidad crítica, el universo es plano, pero aún se supone infinito. La densidad media de la materia de nuestro Universo al parecer es muy cercana a la densidad crítica. Ω0 = 1

51

52 Dinámica del Universo

53 Dinámica del Universo Se refiere a cómo evoluciona el espacio y la materia con el tiempo. Dependerá de dos factores principales: SU DENSIDAD (masa por unidad de volumen) y SU PRESIÓN (fuerza por unidad de área).

54 Dinámica del Universo Sus resultados:
el Universo inició a partir de un volumen muy pequeño, de un evento conocido como Big Bang, a cierta velocidad de expansión inicial.

55 La tasa de expansión inicial fue frenada en sus primeros tiempos por la misma materia, porque la gravedad de la materia produce una fuerza que la hace retroceder aproximadamente hacia su centro.

56

57 Observaciones recientes han aumentado la probabilidad de que el universo está realmente acelerándose. Esto parece indicar que la evolución del universo está ahora dominada por otra forma de materia que tiene presión negativa, o hacia afuera, conocida como energía oscura.

58

59 “Big Crunch”

60 “Big Rip”

61 “Universo en expansión continua”

62 Tipos de materia En consecuencia, la geometría y la evolución del universo están determinadas por la contribución de varios tipos de materia.

63 Radiación: Son partículas sin o casi sin masa, que se mueven a la velocidad de la luz. Ejemplos: fotones (luz) y neutrinos. Esta forma de materia tiene una gran presión positiva.

64 Materia Bariónica: Es la “materia ordinaria" compuesta por protones primarios, neutrones y electrones. Esta forma de materia no tiene presión de importancia cosmológica.

65 Materia Oscura: Es materia "exótica“, no-bariónica, que interactúa débilmente con la materia ordinaria. Nunca ha sido observada directamente en un laboratorio, pero su existencia ha sido inferida durante mucho tiempo. Esta forma de materia tampoco tiene presión de importancia cosmológica.

66 Energía Oscura: Forma de materia extraña, o una propiedad del mismo vacío, que ejerce una gran presión negativa. Es la única forma de materia que puede causar la expansión del Universo hasta acelerarlo.

67 Pruebas Observacionales de la Cosmología del Big Bang

68 Pruebas de la Cosmología del Big Bang
El Modelo del Big Bang está soportado por importantes observaciones: La expansión del universo La abundancia de los elementos livianos: hidrógeno, helio y litio La radiación cósmica de fondo (CMB)

69 Pruebas Observacionales de la Teoría del Big Bang
Expansión del Universo Las observaciones de Edwin Hubble en 1929 de que las galaxias estaban generalmente alejándose de nosotros suministraron la primera clave de que la teoría del Big Bang podría ser correcta.

70 Pruebas Observacionales de la Teoría del Big Bang
2. Abundancia de los elementos livianos: hidrógeno, helio y litio La Teoría del Big Bang predice que estos elementos livianos podrían haberse fundido a partir de protones y neutrones en los primeros minutos después del Big Bang.

71 Pruebas Observacionales de la Teoría del Big Bang
3. La radiación cósmica de fondo (CMB) El Universo temprano debió ser muy caliente. La radiación cósmica de fondo es el calor remanente que quedó del Big Bang.

72 La Expansión del Universo
La Teoría General de la Relatividad originalmente predijo que el Universo estaba expandiéndose. Sin embargo, en 1917, la idea de que el Universo estaba expandiéndose fue vista como absurda. Einstein inventó la constante cosmológica, como un término de su Teoría General de la Relatividad que permitía un universo estático.

73 La Expansión del Universo
In 1929, Edwin Hubble anunció que sus observaciones de galaxias más allá de nuestra Vía Láctea mostraban que aquellas se alejaban sistemáticamente de nosotros, con una velocidad proporcional a su distancia a nosotros: V = H0 * d

74

75 Abundancia de Elementos Livianos
Nucleosíntesis en el Universo Temprano Nucleosíntesis es la formación de elementos más pesados (núcleos atómicos con muchos protones y neutrones), a partir de la fusión de elementos más livianos.

76 Abundancia de Elementos Livianos
La Teoría del Big Bang predice que el universo temprano era un lugar muy caliente. Un segundo después del Big Bang, la temperatura del universo era de unos 10,000 millones de grados. El Universo estaría lleno de un mar de neutrones, protones, electrones, anti-electrones (positrones), fotones y neutrinos.

77 A medida que el universo se enfrió, los neutrones también decayeron en protones y electrones, o se combinaron con otros protones para formar deuterio (un isótopo del hidrógeno).

78 Durante los primeros tres minutos del universo, la mayoría del deuterio se combinó para formar helio. Algunas trazas de litio se produjeron en este período. Estos procesos de formación de elementos livianos en el universo temprano es llamado “la nucleosíntesis del Big Bang” (BBN).

79 En teoría, esperamos que alrededor del 24% de la materia ordinaria en el universo sea helio producido en el Big Bang. Esto está de acuerdo con las observaciones y es otro triunfo para la teoría del Big Bang.

80 Nucleosíntesis durante los 300 segundos siguientes al Big Bang
Un segundo después de la explosión inicial, la “sopa” de quarks se enfrió para convertirse en un plasma ionizado de fotones, electrones, positrones, neutrinos, protones y neutrones.

81 Nucleosíntesis durante los 300 segundos siguientes al Big Bang
Inicialmente la temperatura fue tan alta que los protones y electrones se combinaron para formar neutrones: p + e  n. El equilibrio significó que tanto protones como neutrones estuvieron presentes en grandes cantidades.

82 Nucleosíntesis durante los 300 segundos siguientes al Big Bang
El universo se expandió y se enfrió a una temperatura de ~ 1010 K, la química nuclear cambió y no se formaron más neutrones. Los neutrones libres tienen una vida media de 617 segundos, y una vez que ellos dejaron de formarse, sus cantidades relativas a protones estables, comenzaron a declinar.

83 Nucleosíntesis durante los 300 segundos siguientes al Big Bang
Alrededor de los 100 segundos, cuando habían 164 neutrones por cada 1000 protones, el universo se había enfriado a 109 K. A esta temperatura los neutrones combinados/reaccionaron con protones para formar núcleos de deuterio, 2H. En este estado, los neutrones eran estables para decaer.

84 Nucleosíntesis durante los 300 segundos siguientes al Big Bang
En términos de química nuclear, los núcleos de deuterio son muy reactivos y capaces de reaccionar eficientemente uno con el otro, debido a una variedad de reacciones nucleares, para generar una mezcla de: 3He, 4He, 7Li, 1H y 2H.

85 Nucleosíntesis durante los 300 segundos siguientes al Big Bang
Las tasas de 1H, 2H, 3He, 4He y 7Li en el universo temprano pueden ser medidas (con considerable dificultad) y los números limitan las condiciones de masa, temperatura y densidad en esta época. La química nuclear es confirmada por experimentos de física de altas energías capaces de reproducir las condiciones segundos después del Big Bang, aunque en una escala pequeña.

86

87 Limitaciones y Extensiones de la Teoría del Big Bang

88 Limitaciones y Extensiones de la Teoría del Big Bang
Estructura en el universo La Teoría del Big Bang no presta interés en explicar cómo surgieron las estrellas y las galaxias.

89 Limitaciones y Extensiones de la Teoría del Big Bang
Fluctuaciones en la radiación de fondo cósmica de microondas (CMB) Se ha observado que la temperatura de la CMB varía ligeramente a lo largo del cielo. ¿Qué produce esas fluctuaciones y cómo están relacionadas con estrellas y galaxias?

90 Limitaciones y Extensiones de la Teoría del Big Bang
El “ajuste fino” del universo El universo en que vivimos parece muy diferente al del contexto de la teoría del Big Bang estándar. ¿Existe algún mecanismo que lo ha obligado a ser de esta forma?

91 Limitaciones y Extensiones de la Teoría del Big Bang
El universo inflacionario Un corto, pero especialmente rápido arranque de crecimiento en el universo muy temprano (“inflación”) proporciona una elegante, pero aún no probada, explicación de las dudas anteriores.

92 La Misión WMAP

93 La Misión WMAP La sonda anisotrópica de microondas Wilkinson (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, o WMAP) fue lanzada en junio del 2001 y ha elaborado un mapa de las fluctuaciones de temperatura de la radiación cósmica de fondo de microondas, con una gran resolución. La nueva información contenida en esta finas fluctuaciones arroja luz sobre varias cuestiones claves en cosmología. Contestando muchas de las cuestiones abiertas hoy en día, dirige a los astrofísicos hacia nuevas y más profundas preguntas acerca de la naturaleza del universo.

94

95 WMAP ha producido una imagen muy detallada del universo naciente
WMAP ha producido una imagen muy detallada del universo naciente. Los colores indican manchas “más calientes” (rojo) o “menos calientes” (azul). Las barras blancas muestran la dirección “polarizada” de la radiación más antigua. Esta nueva información ayuda a apuntar cuando se formaron las primeras estrellas y provee claves nuevas acerca de eventos que ocurrieron en la primera trillonésima de un segundo del universo.

96 Resultados de la Misión WMAP
Con los datos de la misión WMAP, y con varias mediciones cósmicas más (en cúmulos de galaxias, cúmulos de nubes Lyman-alfa, supernovas, etc.), hemos encontrado una explicación unificada del universo.

97 Resultados de la Misión WMAP
El Universo tiene 13,700 millones de años de edad, con un margen de error de sólo el 1%. Las primeras estrellas se formaron 200 millones de años después del Big Bang.

98 Valor de la constante de Hubble: Ho= 71 km/seg/Mpc (con un margen de error de 5%)
Destino del Universo: se expandirá por siempre... La luz de la imagen del WMAP corresponde a 380,000 años después del Big Bang.

99 Contenido del Universo:
74% Energía Oscura 22% Materia Oscura Fría 4% Atomos