Aceleración cósmica y energía oscura 1) Qué se midió. 2) La interpretación de las observaciones en términos de energía oscura. 3) Interpretaciones alternativas.

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2 Aceleración cósmica y energía oscura 1) Qué se midió. 2) La interpretación de las observaciones en términos de energía oscura. 3) Interpretaciones alternativas.

3 Consideramos un objeto a distancia (coordenada) r. La luz que recibimos hoy (a(hoy) =1) fue emitida en el instante t e. El corrimiento al rojo Determinación de la composición del Universo a partir del Diagrama de Hubble.

4 La luminosidad aparente es La distancia luminosa La magnitud

5 Para determinar la relación entre r y z hace falta saber el valor de la constante de Hubble H(t) en cada momento entre t e y hoy. (espacio plano) (espacio abierto)

6 Según la teoría de la Relatividad, H(t) está definida por la densidad de energía G es la constante de Newton.

7 La densidad de energía es la suma de las contribuciones de la materia ordinaria, radiación, energía oscura y curvatura espacial.

8 Cada componente varía de una manera característica

9 Se define la densidad crítica y para cada forma de energía Por definición

10 Podemos determinar las abundancias relativas de materia, radiación, curvatura y energía oscura si podemos medir la relación entre magnitud aparente y corrimiento al rojo mas allá del régimen lineal. Para eso es necesario un conjunto de velas standard que abarquen las distancias requeridas

11 Supernovae como Velas Standard Estrellas muy masivas estallan y se vuelven muy luminosas - tan brillantes como todas las otras estrellas en su galaxia juntas. Se las puede ver a distancias inmensas. Su brillo aumenta rápidamente y se apaga lentamente, produciendo una curva de luminosidad. Se pueden calibrar algunas características de esta curva, produciendo un indicador de distancia.

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14 Supernovae tipo Ia Enana blanca absorbiendo masa de su compañera en un sistema binario. Se acerca al límite de Chandrasekhar.

15 Supernovae tipo Ia Enana blanca absorbiendo masa de su compañera en un sistema binario. Se acerca al límite de Chandrasekhar. Son lo bastante brillantes y homogéneas como para servir como indicadores de distancia El análisis de las curvas de luminosidad muestra una relación empírica entre el ancho de la curva y la luminosidad máxima Las supernovae más brillantes declinan más lentamente que las más débiles.

16 Estandarización Se han desarrollado métodos empíricos para corregir la dispersión observada.

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20 Los datos m z

21 m z

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23 Primer caso: m z

24 m z

25 Segundo caso: m z

26 m z

27 m z

28 La sorpresa: m z

29 m z

30 m z

31 ¿Podemos creer en este resultado? ¿Cuáles son las alternativas? ¿Un error en el experimento? Muy difícil. Las mismas observaciones fueron hechas por dos equipos independientes, llegando exactamente a los mismos resultados.

32 ¿Podemos creer en este resultado? ¿Un error en la interpretación del experimento? Esto es más delicado. Por ejemplo, podría haber problemas en la determinación de distancias, o alguna característica relevante del medio intergaláctico que no estemos teniendo en cuenta.

33 Más datos

34 z

35 ¿Podemos creer en este resultado? ¿Se conoce otra evidencia de la presencia de energía oscura? Indirectamente, sí. Las observaciones de la radiación cósmica de fondo indican que la suma de las formas de energía en el Universo explican sólo el 30% del total. El resto sería energía oscura.

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37 Fuentes: http://www.iafe.uba.ar/astronomia/mirabel/mirabel.htm http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/hframe.html http://www.mso.anu.edu.au/˜pfrancis/astr1001/ http://www.aip.de/People/Msteinmetz/classes/Cosmology_201 http://cfa-www.harvard.edu/cfa/oir/Research/supernova/HighZ.html http://www-supernova.lbl.gov