Cosmología Observacional

Lo que sabemos hoy (o nos creemos) 1.El Universo es homogéneo e isótropo (Principio Cosmológico) 2.El Universo se expande de manera que la distancia entre dos puntos crece como dD/dt ~ D (Ley de Hubble) 3.El Universo se expande desde un estado inicial muy caliente y denso (Big Bang) 4.La expansión del Universo está determinada por su contenido en masa/energía y la Relatividad General 5.En escalas “pequeñas”( Mpc) se ha formado una gran variedad de estructuras debido a la gravedad

Distancias Determinar distancias es fundamental en astronomía Métodos: 1.Paralaje 2.Candelas standard 3.Tully-Fisher, Faber-Jackson 4.Etc. A partir del redshift. Hace falta suponer un modelo cosmológico

Parámetros cosmológicos Constante de Hubble, H 0 : v=H 0 d H 0 =100h km/s/Mpc Tiempo de Hubble, t H =1/H 0 = 9.78×10 9 h -1 años ~ edad del Universo Distancia de Hubble, D H = c/H 0 = 3000 h -1 Mpc Ecuación de campo de Einstein: La densidad de masa ρ y Λ determinan la evolución temporal de la métrica. En parámetros adimensionales: k curvatura (k=0, Universo plano) Λ = constante cosmológica

Parámetros cosmológicos Un tercer parámetro es el de curvatura tal que: Estos tres parámetros determinan la geometria del Universo si es homogéneo, isótropo y dominado por materia. La densidad crítica (para que sea plano) es Ω=1 y corresonde a 7.5×10 21 h -1 M  /D H -3 Hoy en dia se consideran tres modelos: NombreΩMΩM ΩΛΩΛ Einstein-de Sitter 10 Baja densidad Alta lambda0.20.8

Distancias cosmológicas Ver artículos por Wright y Hogg

Distancias cosmológicas Diámetro angular

Distancias cosmológicas Elemento de volumen comovil

La cosmología observacional abarca muchas líneas de investigación y métodos para determinar la estructura y evolución del Universo, así como entender la formación de galaxias, QSOs, primeras estrellas, etc. Un método es el conteo de fuentes (galaxias) PARA: Determinar la densidad de materia Determinar la geometría del Universo Conocer la contribución de las distintas poblaciones de galaxias Conocer la evolución de las galaxias

Observar galaxias a flujos muy bajos permite determinar Ω (en principio)

GALEX M51 HDF HDF (ISO 15  m) HDF (SCUBA 850  m) Mk241 (VSOP) 3C216 (VSOP 5GHz) 100,000th Hubble 90 億光年 QSO microwave Sub-mm 赤外 visibleUV X- 線 -線-線 電波 波長 1km-1m 1mm-200  m 1cm 200  m-2  m 1nm 100nm nm0.1A 電波波長 : AGN / Ellipticals Sub-mm : ULIG (Elliptical?) 赤外波長 : Spiral 銀河 Optical : 色々な銀河 X 線波長 : AGN (QSO)  線  AGN

Number of galaxies, N (seen to sensitivity, S) = number density galaxies x volume (for all luminosities) Galaxy number density (all luminosities) - Luminosity Function Volume depends on cosmology ( H o,  o,  )  o = 0, 1 easiest The farthest galaxies you can see depends on the sensitivity The Distance also depends on the cosmology ( H o,  o,  )  o = 0, 1 are the easiest.

Evolución EVOLUCIÓN EN DENSIDAD Galaxias más numerosas en el pasado EVOLUCIÓN EN LUMINOSIDAD Galaxias más luminosas en el pasado Parametrizar evolución en luminosidad ~ f(z) Parametrizar evolución en densidad ~ g(z) Evolution: increases z(L,S)

Optico Galaxias azules débiles (baja luminosidad) eran más numerosas en el pasado.

Evolución morfológica en el visible E/S0TotalSabcSd/Irr I=22.5 I=23.5 I=24.5 I=25.5 Distribuciones de redshift Efecto Butcher Oemler –Cúmulos de bajo redshift tienen más galaxias rojas que azules Relación morfología – densidad –Regiones densas en cúmulos tienen una proporción más alta de galaxias rojas que las menos densas

Conteo de fuentes en el infrarrojo cercano NIR Emisión de estrellas frias Población vieja Flujos altos E/S0 ~ 50% Se traza la masa estelar

Conteo de fuentes en el infrarrojo lejano (FIR) M82, 3.3Mpc Polvo Emision FIR: UV de estrellas OB jóvenes Absorbida por polvo Re-emitida en el FIR (cuerpo negro) Importancia del POLVO Gal. normales: LIR/Lopt - 30%. Starburst LIR/Lopt %. ULIG – Nueva población LIR/Lopt % IR – Fuerte evolución - Formación estelar. 50%-60% Formación estelar en el Universo es en el IR.

Infrared Space Observatory ISO, 11/1995-5/1998 ISO 15  m Differential Counts ISO 15  m Integral Counts lg (Flux) {Jy} HDF P(D) HDF (PRETTI) HDF Lockman-Deep ELAIS IRAS lg (Number / ster ISO 170  m Integral Counts ISO 90  m Integral Counts Conteos a  m Fuerte evolución Dominan LIG/ULIG pop. Conteo de fuentes en el infrarrojo lejano (FIR)

Conteo en Submilimetricas L BOL  Lo SFR> M o /yr ~ 50 fuentes Fuerte Evolución Redshift medio ~  m SCUBA JCMT Re-emision polvo Muchas líneas de emisión de CO (rotacionales) Acceso al Universo de alto redshift 850  m

Conteo de fuentes en radio r 2 poblaciones  Brillantes (S 1.4GHz  ~ mJy)  Elípticas radio emisoras Agujero negro sincrotrón S 1.4GHz  -   ~ 0.3  Débiles (S 1.4GHz  ~ mJy)  Galaxias con formación estelar (STFG) sincrotrón de SNR S 1.4GHz  -   ~ 0.8 r flujos sub-mJy - (Starburst Galaxies) ~0.3  contrapartidas a alto z de las galaxias con formación estelar en el IR relación Radio-FIR ( S 60  m ~90 S 1.4GHz ) Hopkins et al. 1999

Conteo de fuentes en rayos X Manners 2003 Brillantes en (0.5-2keV) Población dominante - Quasars S (0.5-2keV) < ergs cm -2 s -1  nueva población débiles NELGs (Starbursts / AGN) Densidad ~ /sq.deg. McHardy et al 1999 Pearson et al 1997

Luz de fondo (background emission)