MODERNA - PowerPoint PPT Presentation

moderna n.
Download
Skip this Video
Loading SlideShow in 5 Seconds..
MODERNA PowerPoint Presentation
play fullscreen
1 / 79
MODERNA
155 Views
Download Presentation
toviel
Download Presentation

MODERNA

- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript

  1. MODERNA COSMOLOGIA JAVIER DE LUCAS

  2. TEORÍAS DEL ORIGEN DEL UNIVERSO • Modelos de Cosmologías antiguas • Einstein (1917): Teoría de relatividad general, un modelo de Universo • modificó sus ecuaciones con una constante cosmológica para evitar la expansión • Lemaitre (1931): Universo empezó en una gran explosión del superátomo • George Gamov, Ralph Alpher, Robert Herman (1948): proponen un modelo más elaborado en la misma línea  base del modelo estándar de hoy día • Fred Hoyle (1948): Teoría del Estado estacionario • Varios: Modelo Estándar del Big Bang: modelo actual • Varios: Modelos basados en Cosmología Cuántica. Hawking: Tiempo complejo-Ausencia de límites

  3. MODELO ESTANDAR Hoy día se acepta al Big Bang [BB] con Inflación [Inf]  y l-Materia Oscura Fría [l-MOF] (la letra griega l"Lambda" se usa para designar a la Energía Oscura) [BB][Inf]  [l-MOF] como el mejor modelo existente que describe los datos astronómicos observados hasta ahora

  4. LA RELATIVIDAD GENERAL • En 1914, Einstein publica esta teoría que generaliza a marcos de referencia que pueden estar acelerados. • Esta teoría es muy importante en Astronomía, puesto que permite entender la evolución misma del Universo…

  5. LA RELATIVIDAD GENERAL Es la teoría relativista de la gravitación Dos características fundamentales 1.- Espacio-tiempo está afectado por la materia: la masa lo puede curvar 2.- La materia se mueve a lo largo de líneas en el espacio-tiempo curvado

  6. La materia le dice al espacio cómo curvarse, el espacio le dice a la materia cómo moverse

  7. El Universo después de Einstein

  8. ESPECTROS Espectro de referencia. La lámpara está montada en el telescopio

  9. EFECTODOPPLER Cambia , dependiendo de la dirección del movimiento de la fuente Se observa un corrimiento al Azul: blueshift Se acerca al observador v En reposo c.r.a observador Se observa un corrimiento al rojo: redshift Se aleja del observador v

  10. EFECTO DOPPLER

  11. Alexander Friedmann 1888-1925 Encuentra soluciones de la Ecuaciones de Einstein, en las que se percibe un Universo en expansión. The stationary type of Universe comprises only two cases which were considered by Einstein and de Sitter. The variable type of Universe represents a great variety of cases; there can be cases of this type when the world's radius of curvature ... is constantly increasing in time; cases are also possible when the radius of curvature changes periodically ...Friedmann (19 de Junio de 1922) The results concerning the non-stationary world, contained in [Friedmann's] work, appear to me suspicious. In reality it turns out that the solution given in it does not satisfy the field equations Respuesta de Einstein (18 de septiembre de 1922)

  12. Friedmann (1922-1924) determinó las diferentes soluciones para la dinámica del Universo en la Relatividad general.Dependen de la densidad del Universo con respecto a la densidad crítica ρ < ρcrit ρ = ρcrit Universo Einstein-de-Sitter ρ > ρcrit

  13. SOLUCIONES DE FRIEDMANN

  14. RS La ecuación de Friedmann • Esfera de masa M, radio RS, expandiéndose o contrayéndose donde RS = a(t) rS y rS es el radio de la esfera ahora

  15. George Lemaitre (1894-1966) Sacerdote jesuita, belga. En 1927 demostró que las ecuaciones de Einstein implican que el Universo está en expansión, lo cual fue demostrado por Hubble en 1929. En 1932 presentó una conferencia a la que asistieron Einstein y Hubble. A su término, Einstein comentó: Es ésta la más bella y satisfactoria explicación de la creación que haya oído nunca Es conocido como el padre de la teoría del Big Bang, nombre acuñado por Fred Hoyle. Muere el 20 de Junio de 1966, poco después del Descubrimiento de la Radiación de Fondo.

  16. George Gamow Uno de los principales precursores de la Teoría del Big Bang. Propuso que el Universo comenzó en un estado de muy alta densidad y temperatura (una Gran Bola de Fuego) que después se enfrió. Hizo trabajos en una gran diversidad de temas científicos: explicó cómo pueden unirse 2 partículas de cargas positivas para formar núcleos más pesados (factor de penetración de Gamow); abundancia primordial, el decaimiento ; biofísica, etc.

  17. Visita de Einstein a Monte Wilson en 1931 George E. Hale Humason, Hubble, St. John, Michelson, Einstein, Campbell, Adams

  18. Vesto MelvinSlipher (1875-1969) Lowell Observatory, Flagstaff, Arizona Fue el primero en medir la velocidad de las galaxias (la primera fue M31 en 1912) Tomando espectros de hasta 80 horas de exposición, descubrió que las galaxias se alejan de nosotros. Esta fue la primera evidencia de la Expansión del Universo.

  19. Edwin Hubble (1889-1953) • Las Galaxias son Universos Isla • El Universo se expande y obedece la • Ley de Hubble V=H D • Estudios acerca de la homogeneidad e isotropía del Universo. Sus principales resultados están en su libro: The Realm of the Nebulae, Edwin Hubble

  20. LEY DE HUBBLE V = Ho D . . Velocidad (Km/s) . . . . . . . . La constante de Hubble es la pendiente de esta línea . . Distancia (Mpc)

  21. LEY DE HUBBLE (1929) Relación entre la velocidad de recensión con respecto a nosotros y la distancia  Expansión del universo

  22. LEY DE HUBBLE • Universo está en expansión • En el pasado era más pequeño • Tiene que haber tenido un comienzo  Big Bang ¿Estamos nosotros en un un sitio privilegiado? No. Es igual para todos los sitios Velocidad proporcional a distancia para todas las galaxias

  23. Constante de Hubble Valores de la constante de Hubble a través del tiempo • Hubble (1926): 500 km s-1 Mpc-1 • Sandage (1956): 75 km s-1 Mpc-1 • Desde entonces: 50-100 km s-1 Mpc-1 • Valor desde 2003: 65-75 km s-1 Mpc-1

  24. Autor Año de publicación Constante de Hubble Edad del Universo millardos VALOR DE H Hubble7 1929 2 Harwit8 1973 75 9 Pasachoff9 1992 36 18 Gribbin10 1993 26 25 Freedman11 1994 65-99 8-12 Hawking12 1994 43 15 Kuhn13 1994 54 12 320 Matthews14 1994 80 8 Ross15 1994 38 17 Schmidt16 1994 64-82 10-12 Wolff17 1994 50 13 • Actual Ho= 71 km/sec/Mpc (con un margen de error del 5%). Edad del Universo: 13.700 millones de años • Según la teoría que explica mejor los datos, el Universo se expandirá por siempre.

  25. Historia del Universo Núcleosíntesis primordial Época de recombinación: Recombinación de electrones y protones, desacoplamiento de fotones, formación de estructuras pregalácticas Universo dominado por materia

  26. EL UNIVERSO EN UN AÑO 1 Enero 0h00: Big Bang 1 En. 2h30m: Época de recombinación Abril: Se forma la Vía Láctea Junio: Se forma el Sol y la Tierra Diciembre: Oxígeno en nuestra atmósfera 19 Dic.: Peces 21 Dic.: Plantas, insectos, anfibios 25 Dic.: Dinosaurios 30 Dic.: Mamíferos 31 Dic. 23 horas: Aparece el hombre

  27. DEMOSTRANDO ELBIG BANG Ley de Hubble  Expansión del Universo Radiación de fondo de microondas Abundancia de He (y algunos otros elementos ligeros)

  28. DETECCIÓN DE LA RADIACIÓN DE FONDO • Descubierta en 1965 por casualidad por Wilson y Penzias, que trabajaban para la misma compañía de teléfono que Jansky • Enorme apoyo para el modelo del Big Bang

  29. MODELO DEL ESTADO ESTACIONARIO Hermann Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle. Teoría que sostiene que el Universo ha sido y siempre será como es hoy. Supone que el Universo es uniforme, infinito y que no está en expansión. Requiere de creación continua de materia El descubrimiento de la Radiación de Fondo en el Universo acabó con el Modelo del Estado Estacionario

  30. ¿Que es la radiación de fondo? Superficie de última interacción entre materia y radiación

  31. Radiación milimétrica del fondo • Fotones que se liberaron en la época de recombinación • Tenían entonces 3000K • Han perdido su energía debido a la expansión, hasta los 2,725 K actuales

  32. Radiación de fondo vista por COBE (1992) y WMAP (2003) • Espectro curva planckiana perfecta • Temperatura 2.7 K, como esperado • Muy homogéneo: • Fluctuaciones de 1 parte en 106 • Futura misión europea: Planck (2007)

  33. Fluctuaciones en la Temperatura

  34. El Universo tiene 13,7 mil millones de años con un margen de error de aproximadamente 1%. • Las primeras estrellas se formaron 200 millones después del Big Bang. • La luz de WMAP (Radiación de Fondo Cósmico) inicia su viaje 380000 años después del Big Bang. • Contenido del Universo: • 4% Átomos, 23% Materia Oscura Fría, 73% energía Oscura. • Los datos imponen restricciones acerca de la energía Oscura. Parece ser más una “constante cosmológica" que un campo de energía con presión negativa, denominada "quintaessencia". Pero aún no se descarta esta última. • Los neutrinos no juegan un papel relevante en la evolución de la estructura en el Universo. Estos hubieran prevenido el colapso temprano del gas en el Universo, retrasando la aparición de las primeras estrellas, lo que estaría en conflicto con los datos de WMAP. Resultados de WMAP

  35. Observaciones de COBEExplorador del Fondo Cósmico

  36. La Teoría de Big Bang predice que la temperatura de fondo cósmico es una función lineal del redshift z, de acuerdo con la siguiente expresión TCMB = To(1+z). La siguiente gráfica muestra que dicha predicción concuerda con las observaciones.

  37. NUCLEOSÍNTESIS PRIMORDIAL Observaciones: • Gas consta de 75% de H y 25% de He. Tanto He no se puede formar en estrellas (la cantidad predicha debido a formación estelar es 0.25%) • Se observa D y Li, elementos que no se pueden producir en estrellas, sino más bien se destruyen 1964: Hoyle & Taylor calcularon que el 25% de He se puede producir en época caliente después del Big Bang. También se produce D (2H), 3He y Li La Teoría del Big Bang predice lo correcto

  38. NUCLEOSÍNTESIS PRIMORDIAL • Nucleosíntesis tiene lugar algunos minutos después del Big Bang cuando la temperatura está entre 1032 K y 109 K. • Los elementos He, D y Li se forman cuando chocan protones y neutrones  cantidad que se forma depende de la abundancia de p y n (= bariones) • Con una abundancia de bariones correspondiente a unos % de la densidad crítica (véase después) se puede explicar la abundancia de He, D y Li • D se destruye en colisiones con materia  su abundancia da un limite a la masa barionica (p, n) en el Universo  Nucleosíntesis primordial da resultados consistentes para los tres elementos a la vez  Necesidad de materia oscura no-barionica

  39. Abundancia de elementos más pesados que el H con respecto a la abundancia del hidrógeno, en función de la densidad bariónica (expresado en término de la densidad crítica)

  40. HISTORIA

  41. HISTORIA