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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. Hubble Deep Field. 10 días consecutivos de observación -150 órbitas (1995) HDF-N en Osa Mayor

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origen y evoluci n del universo gonzalo tancredi depto astronom a fac ciencias
Origen y Evolución del UniversoGonzalo TancrediDepto. Astronomía - Fac. Ciencias
  • Hubble Deep Field
  • Formación de Galaxias
  • Cosmic Microwave Background Radiation
  • Modelo de Big Bang Inflacionario
hubble deep field
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
censo de objetos
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
la curva de luz de las sn
La curva de luz de las SN

Superposición de la curva de luz de 22 SN

estimando distancias con sn
Estimando distancias con SN

Magnitud absoluta presenta poca dispersión.

Buena correlación entre magnitud del máximo y log. de velocidad de recesión (v220).

la relaci n tully fisher
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.

ley de hubble
Ley de Hubble

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

relatividad general
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

expansi n del universo
Expansión del Universo

d – elemento de

distacia a lo largo

del rayo de luz

R(t) – factor de escala

c – vel. luz

corrimiento al rojo
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

record en distancias

Quasar más distante z=6.4

Record en distancias

Galaxia más distante z=6.56

Lyman  en reposo =1216 Å

rotaci n de las galaxias
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)

anisotrop as de la radiaci n c smica de fondo
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 100.000 (30 mK)

slide21

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
anisotrop as en cmbr
Anisotropías en CMBR

 = 0.3

 = 1

Buen ajuste de datos

observaciones con

  1

ecuaci n de friedmann
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

universo dominado por la materia en el presente
Universo dominado por la materia en el presente

p = 0 y  = 0

Universo plano q0 = 0.5 k = 0

crit -densidad crítica

h – “constante” de Hubble normalizda

dominio de energ a y materia
Dominio de energía y materia

mat R-3

ene R-3 R-1= R-4

slide35

Epóca dominada por la radiación

Acoplamiento materia - radiación

Recombinación y

Desacople materia - radiación

breve referencia a f sica de part culas
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
materia oscura caliente o fr a
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

ideas b sicas de la inflaci n
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=10-37-10-32s
    • El Universo se expandió por un factor de 1040-10100 durante ese tiempo!
  • Qúe causo la inflación? Fluctuaciones en campos cuánticos…
la resoluci n de los problemas cosmol gicos con la inflaci n
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
el problema del horizonte
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.

slide46
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.
expansi n acelerada
Expansión acelerada
  • Constante cosmológica  0
  • Densidad energética del vacío
  • Presión del vacío
estado de cuenta de
Estado de Cuenta de 

Universo:

CDM

(cold dark matter

con constante cosmológica)

cu l 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.

¿Cuál es la edad del Universo

¿Una crisis de edad?

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%).

Comparando resultados
las tres grandes etapas del universo
Las tres grandes etapas del Universo
  • Dominado por la radiación t < 10.000 años y temperatura > 30.000 K.

Expansión  t1/2

  • Dominado por la materia t > 10.000 años y temperatura < 30.000 K

Expansión  t2/3

  • Dominado por la constante cosmológica Expansión con crecimiento exponencial
nuevas preguntas a partir de nuevas respuestas
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 ……