slide1 n.
Download
Skip this Video
Loading SlideShow in 5 Seconds..
Escales cosmològiques PowerPoint Presentation
Download Presentation
Escales cosmològiques

Loading in 2 Seconds...

play fullscreen
1 / 95

Escales cosmològiques - PowerPoint PPT Presentation


  • 154 Views
  • Uploaded on

Radi visible de l’Univers 10 26 m. Escales cosmològiques. Ordres de magnitud de distàncies:. Cosmologia. Radi d’un cúmul de galàxies 10 23 m. Cosmologia. Una galàxia 10 21 m. Cosmologia. Sistema solar 10 13 m. Cosmologia. Radi del Sol 10 9 m. Cosmologia. Radi de la Terra

loader
I am the owner, or an agent authorized to act on behalf of the owner, of the copyrighted work described.
capcha
Download Presentation

PowerPoint Slideshow about 'Escales cosmològiques' - zurina


An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript
slide1

Radi visible de l’Univers

1026 m

Escales cosmològiques

Ordres de magnitud de distàncies:

Cosmologia

slide3

Una galàxia

1021 m

Cosmologia

slide4

Sistema solar

1013 m

Cosmologia

slide5

Radi del Sol

109 m

Cosmologia

slide6

Radi de la Terra

107 m

Cosmologia

slide9

Radi d’una cèl·lula

10-4 m

Cosmologia

slide10

Radi atòmic

10-10 m

Radi nuclear

10-15 m

Cosmologia

slide11

Introducció

Cosmologia:

Estudi de l’Univers pres com un tot.

Model estàndard. Cosmologia:

Estudi de l’Univers, és a dir, de totes les formes d’energia i matèria dintre d’un espai-temps de quatre dimensions.

Cosmologia

slide12

Què explica el model estàndard actual?

Vida del’Univers

Època de Planck

?

Naixement

Cosmologia

slide13

Espai-temps

Antecedents a la concepció actual:

Galileo Galilei (1565-1642)

  • Espai i temps:
  • Ents absoluts.
  • Ents independents.

Cosmologia

slide14

Principi de Relativitat de Galileo

A i B: SRI

Velocitat relativa constant

C: simultani

Cosmologia

slide15

Isaac Newton (1642-1727)

  • Espai-temps:
  • Ents absoluts.
  • Ents independents.

Principi de relativitat de Galileo

Teoria de la Gravitació de Newton

Cosmologia

slide16

Albert Einstein (1879-1955)

Postulats Relativitat Especial

  • Principi de relativitat: les lleis de la física són les mateixes per a qualsevol Observador Inercial.
  • La velocitat de la llum és la mateixa per a qualsevol Observador Inercial.

Cosmologia

slide17

Conseqüències

  • Invariància sota:
  • Transformacions de Lorentz
  • Dilatació temporal, contracció de longituds, però:

ΔS = - cΔt + Δx invariant

Espai-temps de 4 dimensions,

3D espacials + 1D temporal

Cosmologia

slide18

Transformacions de Galileo

Transformacions de Lorentz

Gravitació de Newton

Gravitació d’Einstein

No es pot distingir un sistema en caiguda lliure d’un SRI lluny de qualsevol camp gravitatori.

Principi d’equivalència

Cosmologia

slide19

Mètrica

Relativitat General

Nucli: Principi d’equivalència

Formulació matemàtica:

Tensor d’energia moment

Tensor d’Einstein

Constant cosmològica

Cosmologia

slide20

EQUACIONS DE CAMP D’EINSTEIN

Geometria de l’univers ~

Quantitat de matèria

Tensor d’Einstein, mètrica.

GEOMETRIA

Tensor d’energia-moment.

MATÈRIA

Cosmologia

slide22

Expansió, Big Bang i Època de Planck

Com és de gran l’Univers?

Cosmologia

slide23

Fins al segle XX

Univers = la Galàxia

= Estrelles + nebuloses

Excepció: Immanuel Kant

S. XVIII: Universos illa

Cosmologia

slide24

Edwin Hubble (1889-1953)

Mesura la distància a les ‘nebuloses’. Conclusió:

Aquests objectes han de ser extragalàctics.

Existeixen altres galàxies comparables a la Via Làctia.

Cosmologia

slide25

Com es veu l’Univers a principis de S. XX:

  • L’Univers a gran escala és un conjunt de galàxies (acumulacions de matèria).
  • HOMOGENEÏTAT?
  • La Galàxia té més acumulació d’estels en una direcció (centre galàctic) que en una altra.
  • ISOTROPIA?

Cosmologia

slide26

Com s’estudia l’Univers a principis de S. XX:

Solució a les Equacions d’Einstein (Einstein -1917)

Necessitat d’imposar ‘simetries’ per solucionar (simplificant) les equacions.

Principi cosmològic

Cosmologia

slide27

Principi Cosmològic

HOMOGENE Ï TAT

I S O T R O P I A

Cosmologia

slide28

Justificació a posteriori:

  • El principi cosmològic sembla complir-se a gran escala (fins a una escala de 500 Mpc)

Cosmologia

slide29

Univers en expansió

Equacions + Principi cosmològic

Equacions + Principi cosmològic + univers estàtic

Constant cosmològica

Solució a les equacions d’Einstein:

Aleksandr Friedmann (1922), Georges Lemaître (1927)

Albert Einstein (1917)

Cosmologia

slide30

Resultats observacionals (Hubble 1929):

Altres galàxies!

velocitat

distància

Cosmologia

slide31

Llei de Hubble:

V=H0d

Cosmologia

slide32

Factor d’escala

Curvatura espacial

Concordança teoria i observacions

Generalització: Howard Robertson i Arthur Walker

temps

espai

Cosmologia

slide33

Conclusió: L’Univers està en expansió

≠ 0 !

velocitat

BIG BANG

Cosmologia

slide34

tPl = 10-43 s ,

lPl = 10-35 m

BIG BANG?

La Relativitat General és vàlida només a partir de l’època de Planck.

Abans d’aquest moment els efectes quàntics són importants. Cal una teoria quàntica de la gravitació que desconeixem.

t < 10-43 s ??????

Cosmologia

slide35

T ↓

Aigua líquida

Gel

Transició de fase

Transicions de fase. Trencament de simetria.

Ex: Aigua

Grau de simetria elevat. Forces de cohesió entre molècules iguals en qualsevol direcció.

Cristalls de gel alineats en diferents direccions. La simetria original es trenca.

Cosmologia

slide36

Univers simètric

Força unificada

Primer trencament de simetria

Època de Planck

Conjunt d’altres forces (electrodèbil + nuclear forta)

Resultat: Gravetat+

Trencaments de simetria a l’Univers

?

Cosmologia

slide37

Nuclear Forta

  • Nuclear Feble
  • Electromagnètica
  • Gravitatòria

Curt abast

En terme mig queda apantallada

Descriu el comportament a gran escala de l’Univers

Les 4 forces de la natura:

Va quedar desacoblada a l’Època de Planck!

Cosmologia

slide38

Pre-Inflació

Univers = espai-temps + energia

Nou desacoblament de forces:

Gravetat + Forta + Electrodèbil

Creació de defectes topològics

COM?

Cosmologia

slide39

Ex. Un altre cop l’aigua: transició líquid-vapor.

Quan l’aigua bull, apareixen bombolles en la nova fase de l’aigua. A mesura que tota l’aigua es va convertint en vapor les bombolles s’ajunten. Les zones que queden entre les ‘parets’ són defectes topològics a l’Univers.

Cosmologia

slide40

Inflació

Cosmologia

slide41

La inflació és una expansió de l’espai-temps molt més ràpida del que li correspondria:

Univers inflacionari

Què la pot produir?

Cosmologia

slide42

Una altra transició de fase:

Pertorbació externa

Canvi de fase

Alliberació d’energia

AIGUA

GEL

0ºC

Cosmologia

slide43

A l’Univers pot passar una cosa similar:

Got i aigua

Univers i espai-temps

El gel augmenta el volum que ocupava l’aigua. Pot arribar a trencar el got.

Amb la nova fase s’allibera una energia ‘extra’ amb un efecte antigravitatori. Se suma a l’expansió que ja té.

Cosmologia

slide44

Andrei Linde

Alan Guth

1er model inflacionari, 1981:

- Enorme expansió de l’Univers deguda a un trencament de simetria en un Univers sobrerefredat.

Cosmologia

slide46

Conseqüències de la inflació

Dilució dels monopols

En els trencaments de simetria de l’Univers primitiu s’han format defectes topològics,

on són?

La inflació els dilueix prou com per a què no s’observin actualment.

Cosmologia

slide47

Connexió causa-efecte

rH

Homogeneïtat de l’Univers

Definició: Horitzó

Esfera imaginària que creix amb el temps segons la velocitat màxima de transmissió d’informació, la velocitat de la llum c.

Connexió causa-efecte

rH = c t

Cosmologia

slide48

Per exemple, abans de la inflació

t =10-35 s rH= 3·10-25 cm

Zones amb connexió causal

Zones homogènies

El problema:

Cosmologia

slide49

Univers visible

rH = 1028 cm

COM ?

Homogeni a gran escala!

Cosmologia

slide50

rH= 3·10-25 cm

INFLACIÓ

La solució:

rH= 3·10-22 cm però rU=3 ·1024 cm!!

Cosmologia

slide51

ARA

10 28 cm

FINAL DE LA INFLACIÓ

55 cm

PRINCIPI DE LA INFLACIÓ

10-48 cm

Cosmologia

slide52

Planura de l’Univers

Hi ha evidències que vivim en un Univers pla...

... però en un Univers que ha sofert un període inflacionari això és d’esperar.

Cosmologia

slide53

Formació d’estructura

Principi d’incertesa de Heisenberg

ΔxΔv ≈ ħ ΔEΔt ≈ ħ

x, v, E i t són algunes de les quantitats que no es poden determinar amb tota precisió.

Durant Δt molt petits es poden formar fluctuacions d’energia ΔE.

Cosmologia

slide54

Amplificació de les fluctuacions

INFLACIÓ

L’Univers primitiu està ple de fluctuacions quàntiques.

Les fluctuacions es converteixen en sobredensitats que són els pous que atrapen la matèria del voltant, comencen les primeres agrupacions de matèria.

Cosmologia

slide55

espai + temps

Geometria de l’Univers

obert pla tancat

analogia en 2D:

sella de muntar pla pilota

Cosmologia

slide56

Possibles curvaturesde l’Univers

En un univers tancat dos feixos de llum inicialment paral·lels convergeixen; en un univers obert els feixos van divergint, mentre que en un univers pla els feixos segueixen línies rectes.

Cosmologia

slide57

Recordem:

EQUACIONS DE CAMP D’EINSTEIN

Geometria de l’univers ~

Quantitat de matèria

Densitat crítica de matèria

Univers pla

Univers en expansió perpètua

Cosmologia

slide58

densitat > densitat crítica

hi ha prou matèria per tancar l’Univers, aquest es frena i acaba contraient-se. Acaba en un Big Crunch

densitat < densitat crítica

no hi ha prou matèria per aturar l’expansió de l’Univers

CAS LÍMIT

Cosmologia

slide59

Primeres partícules i nucleosíntesi primordial

Principal origen dels elements químics: Reaccions termonuclears en estels.

Excepció: Hidrogen, heli, liti i beril·li.

Únics elements d’origen cosmològic.

Cosmologia

slide60

Ingredients bàsics:

Partícules elementals del model estàndard de partícules.

Cosmologia

slide61

Partícules associades a les quatre forces

de la natura. Una força actua quan es produeix un

intercanvi d’aquestes partícules entre les partícules de la taula anterior.

Cosmologia

slide62

Procés de formació dels elements d’origen cosmològic:

Sopa de quarks

Acabada la inflació

Anihilació de matèria-antimatèria

Cosmologia

slide63

T~1014 K, t~10-6 s

Hadronització:

Comença a actuar la força forta. Les col·lisions no tenen prou força per trencar les partícules que es formen i els quarks queden lligats per sempre formant hadrons. Mai tornarà a haver prou energia per a trencar-los.

Cosmologia

slide64

expansió temperatura ↓ energia ↓

T~1012 K, t~0.0001 s

No es produeixen més reaccions que involucrin neutrins.

Els neutrins segueixen una evolució de gas ideal, refredant-se fins arribar actualment a T~1.9 K.

Evolució lliure dels neutrins:

Reaccions que necessiten energies > energia típica de l’Univers a cada instant no es poden produir.

Cosmologia

slide65

Anihilació electró-positró:

Energia de les parelles electró-positró.

T~1010 K, t~10-1 s

La reacció deixa de produir-se i es crea una gran quantitat de g de la mateixa energia. L’Univers queda dominat pel gas de fotons, protons, neutrons i electrons.

Cosmologia

slide66

T~109 K, t ~ 3 min

Nucleosíntesi:

L’Univers es converteix en un gran reactor termonuclear, es produeix la fusió de protons i neutrons i es formen així el primers nuclis atòmics.

Cosmologia

slide67

p

p

Deuteri

n

n

Nuclis formats:

El deuteri és l’element més fàcil de formar, però els fotons energètics el destrueixen fins que la temperatura baixa prou.

Cosmologia

slide68

Quan T és prou baixa es van afegint protons i neutrons. Es creen així els nuclis de triti, l’heli-3 i l’heli-4.

No hi ha nuclis estables de massa 5 i 8. Una part molt petita de 4He es transforma en liti i beril·li, però ja no hi ha prou energia per superar aquests elements de massa 7.

Cosmologia

slide69

Densitat 3.5 10-31 g/cm3 ó 0.04 c

Prediccions i observacions concorden a

Matèria fosca

Teoria i observació:

Test al model de Big Bang.

Cosmologia

slide70

Nucleosíntesi

Recombinació

t ~ 3 min

t ~ 300.000 anys

Recombinació i Radiació de fons de microones

res, calma

El reactor termonuclear s’ha apagat. L’Univers s’expandeix, la temperatura baixa. Bàsicament hi ha el gas de neutrins, i protons, neutrons, electrons, alguns nuclis lleugers i fotons interaccionant entre sí.

Cosmologia

slide71

Amb els fotons encara involucrats en les reaccions, l’Univers és opac, i per tant no observable.

Veiem el que passa a l’Univers quan els fotons es poden escapar i arriben a nosaltres.

RECOMBINACIÓ

Cosmologia

slide72

A T~3000 K arribem a l’energia d’ionització de l’hidrogen. Els electrons, doncs, s’uneixen als nuclis per formar àtoms.

“Recombinació”

Mai abans havien estat combinats!

Cosmologia

slide73

Radiació de fons de microones

Els àtoms s’han format, i els fotons no tenen prou energia per a trencar-los. Deixen d’interactuar i segueixen el seu camí lliurement. Tenim un gas ideal de fotons.

Radiació tèrmica associada a qualsevol sistema on les seves partícules interaccionen degut a altes temperatures

Cosmologia

slide74

1948

1965

Teoria:

Aquesta radiació s’ha d’observar en la banda ràdio.

George Gamow

Observacions:

Soroll de fons en una antena.

Arno Penzias, Robert Wilson

TROBAT!!

Cosmologia

slide75

Anàlisi de la radiació de fons de microones

1989, COBE (COsmic Background Explorer)

Dades observacionals

Cos negre a T=2.73 K

Fluid isoterm homogèniament distribuït

Cosmologia

slide76

ANISOTROPIA DIPOLAR

Volta celest

T 

T 

Freqüència fixada, temperatura de la radiació arreu de l’Univers?

Més resultats...

Cosmologia

slide77

Més resultats...

Restem en el mapa el nostre moviment i trobem la Galàxia.

Cosmologia

slide78

Restem la distribució de pols de la Galàxia i trobem les fluctuacions de temperatura de la radiació de fons.

Més resultats...

Conclusió:

Univers homogeni i isòtrop a gran escala. Inhomogeneïtats de temperatura de l’ordre de 10-5.

Cosmologia

slide79

Les fluctuacions de temperatura també ens informen de la geometria de l’Univers:

Mètode:

mesura de distàncies en la superfície de recombinació

Cosmologia

slide80

Mesurem la densitat al nostre entorn

Univers homogeni

Matèria fosca i Formació d’estructura

Quanta matèria hi ha a l’Univers?

Valor representatiu de l’Univers.

Cosmologia

slide81

Anys 30.

Cal més del 50% de matèria de la que s’observa per a mantenir lligades gravitatòriament les estrelles de la perifèria de la Galàxia.

Jan Hendrik Oort

Fritz Zwicky

Cosmologia

slide82

Corba experimental

Corba teòrica amb la matèria lluminosa observada

Anys 60

Corba de rotació galàctica

Necessitat de matèria no lluminosa, fosca.

Cosmologia

slide83

Candidats a ser matèria fosca:

MACHOs (MAssive Compact Halo Objects)

descartats

S’hauria de veure el seu efecte gravitatori (lents gravitacionals).

WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles)

Cal un model que les predigui (variacions al model estàndard de partícules ).

Neutrins

Els neutrins han de tenir massa.

Cosmologia

slide84

Matèria fosca

Freda

Calenta

Velocitats newtonianes, massa elevada.

Velocitats relativistes, massa nul·la o molt baixa.

?

MACHOs, WIMPs

neutrins

Cosmologia

slide85

Formació de l’estructura a gran escala de l’Univers

Recordem:

La inflació amplifica les fluctuacions quàntiques originals. Això fa que la matèria caigui degut a la seva atracció.

Cosmologia

slide86

Quin tipus de matèria (bariònica, fosca freda, fosca calenta) es necessita per formar les estructures que observem avui dia?

Cosmologia

slide87

Matèria fosca calenta (Model top-down)

Les partícules relativistes (neutrins) esborren les fluctuacions a petita escala. L’estructura comença a partir dels objectes més grans fins arribar a objectes similars a les galàxies nanes actuals.

Cosmologia

slide88

Matèria fosca freda (Model bottom-up)

Les partícules newtonianes no tenen temps d’esborrar les fluctuacions a petita escala. L’estructura comença a partir d’aquestes i la gravetat fa que s’agrupin en cúmuls i aquests en supercúmuls.

Cosmologia

slide89

Conclusió:

Les simulacions amb CDM reprodueixen millor les observacions. Els neutrins, però, existeixen, també hi ha una contribució de HDM. Cal afegir a més, el que s’anomena energia fosca.

Constant cosmològica?

Cosmologia

slide90

Energia fosca

Evidència de l’existència de l’energia fosca.

Supernoves del tipus Ia.

Explosió d’un estel sempre en les mateixes condicions.

Fenomen que sempre arriba a una mateixa lluminositat.

Cosmologia

slide91

x2

:4

distància

lluminositat

d

Distància lluminositat:

Cosmologia

slide92

Distància-lluminositat

Definició de DL

Equacions d’Einstein

2.-Podem saber a quina distància es troba

3.- La distància depèn de la geometria de l’Univers

4.- La geometria de l’Univers depèn de la matèria que conté

1.- Coneixem la lluminositat d’una SNe Ia

Com es sabem que existeix energia fosca amb SNe?

Cosmologia

slide93

Regió de constant cosmològica positiva.

Expansió accelerada de l’Univers

Resultats de les SNe

Cosmologia

slide94

Regió d’Univers amb geometria plana.

Resultats de l’estudi de la radiació còsmica de fons

Cosmologia

slide95

Conclusió SNe Ia + CMB

Univers pla

Matèria 30%

Energia fosca 70%

Cosmologia