Cátedra Mutis. Astronomía para todos Retos modernos de una ciencia milenaria Cosmología. Juan Manuel Tejeiro Sarmiento Profesor Titular

Transcripción

1 Cátedra Mutis Astronomía para todos Retos modernos de una ciencia milenaria Cosmología Juan Manuel Tejeiro Sarmiento Profesor Titular Observatorio Astronómico Nacional Facultad de Ciencias Universidad Nacional de Colombia

2 COSMOLOGIA MODERNA Rafael 1510 Platón Y Aristóteles Galileo La naturaleza está escrita en lenguaje matemático

3 GALILEO LA LEY DE LA INERCIA En el vacío dos cuerpos, independiente de su naturaleza, que parten del mismo punto, con velocidad cero caen al mismo tiempo, llegando al piso con la misma velocidad y pasan al mismo tiempo por todas las velocidades intermedias. Aceleración constante

4 1609 Invención del telescopio Carta de Jacques Badovere desde Holanda El 7 de enero de 1610 descubre 4 lunas de Júpiter: Calixto, Europa, Ganímedes, Io y las fases de Venus Publica en Florencia el Sidereus Nuncius

5 Sir Isaac Newton 4 de enero de marzo 1727 Ley de caida de los cuerpos de Galileo y leyes de Kepler Estrellas fijas Universo estacionario Cómo es posible?

6 La óptica Empédocles y Euclides escribieron tratados sobre la luz. Propagación rectilínea, reflexión y refracción René Descartes: Luz ondas de presión, en el eter Newton: Anillos de luz. Teoría de partículas que siguen las leyes de la mecánica. Huygens, Young, Fresnell (1818) La luz como fenómeno ondulatorio Medio de propagación ETER LUMÍNICO

7 Maxwell: La luz son ondas electromagnéticas Se propagan en el vacío a velocidad C= km/s Luz Ondas transversales Éter Medio de propagación Eter = espacio absoluto C = km/s respecto al eter Experimentos para medir la velocidad de la tierra respecto al eter 1905 Einstein el ETER desaparece

8 1905 Sobre la electrodinámica de los cuerpos en movimiento Postulados Principio de relatividad La velocidad de la luz en el vacío es independiente de la fuente y el observador Relatividad del espacio y el tiempo Equivalencia Masa-Energía

9 Einstein 1911 E=mc2 Equivalencia entre masa inercial y masa gravitacional Un campo gravitacional desvía la luz a=2gm/roc2 Ley de gravitación universal Incompatible con los postulados de la teoría especial de la relatividad

10 Einstein 1915: Teoría General de la Relatividad Principio de equivalencia Los cuerpos en caída libre siguen líneas rectas Geodésicas La materia determina la geometría del espaciotiempo Corrimiento del perihelio Mercurio: Df=43.03 /siglo Desviación de la luz por el sol: Da=1.75 Eddington 1919: eclipse total de sol

11 Einstein 1916 Cosmología Einstein busca resolver el problema planteado por Newton: Porqué el universo es estático (estrellas fijas)? Principio cosmológico: El universo es isotrópico y homogéneo G=T(materia-energía) No encuentra solución estática

12 Robertson y Walker Einstein G+Constante=T(materia) Constante Cosmológica Permitía una solución estática La solución estática de Einstein no es matemáticamente aceptable Las soluciones estables de las ecuaciones de Einstein, con o sin constante cosmológica son dinámicas

13 El gran debate Herschel universos isla de Kant vs. Shapley: Una sola galaxia En 1924 Hubble le escribe a Shapley sobre una variable Cefeida en Andrómeda El universo está conformado por galaxias Vesto Slipher en el observatorio de Percival Lowell estudia las nebulosas espirales y encuentra un persistente corrimiento al rojo de sus espectros, pero no encuentra explicación Georges Lamaitre en 1927 relación de corrimiento al rojo en un universo en expasión. Se hablaba del átomo primordial y el gran ruido. Fred Hoyle contradictor de esta teoría la llama Big Bang

14 1929 Efecto Doppler Ley de Hubble V = Ho D Universo dinámico, como lo establecían las ecuaciones de Einstein Constante cosmológica el mayor error

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23 El modelo estándar de la cosmología Gamow 1948: Necleosíntesis, predice la radiación cósmica de fondo Penzias y Willson 1964: RCF Cómo surgió la estructura en gran escala del universo?

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26 La expandíón del universo la determina la densidad de materia ρ! Densidad crítica=ρc ρ < ρc ρ = ρc ρ > ρc Problema La edad del universo 13,6 My Formación de estructura Radiación de fondo Inflación Implican Densidad del universo=1 Pero densidad observada<0.1

27 Modelo estándar de de la cosmología antes de 1980 Problemas: Porqué el universo es homogéneo? Porqué el universo es plano? (densidad de materia = densidad crítica) Porqué no se observan monopolos magnéticos? Allan Guth 1980: Universo inflacionario Densidad del universo = densidad crítica La inflación explica la generación de estructura en un universo homogéneo La inflación predice las fluctuaciones de la radiación cósmica de fondo Densidad del universo observada = 0.05 veces la densidad crítica???????????

28 Necesidad de la materia OSCURA Materia oscura Materia fría? Agujeros negros? Materia exótica?

29 Necesidad de la materia OSCURA Materia oscura Materia fría? Agujeros negros? Materia exótica? Imagen en infrarojo

30 Historia de la materia oscura Jeans Jeans y Jacobus Kapteyn 1922: Reportaron masa (estrellas negras) en el disco de la Vía Láctea Fritz Zwicky 1933: postula DUNKLE MATERIE para mantener la estabilidad de los Cúmulos galacticos (COMA velocidad radial de dispersión de 1000km/s) En la década de los 70 Materia oscura Densidad de materia= 0.23 Lentes gravitacionales Dinámica galáctica

31 Historia ENERGÍA OSCURA Einstein 1915 introduce la constante cosmológica Λ para obtener un universo estático Einstein en carta a Besso le comenta Puesto que el universo es único, no hay diferencia esencial entre considerar Λ como una constante la cual es peculiar a una ley de la naturaleza, o considerarla como una constante de integración Einstein 1930 desaparece la constante cosmológica: el universo se expande Tolman considera modelos con Λ >0 y Λ <0 Zeldovich en 1966 interpreta Λ como la densidad de energía del vacío Λ adquiere significado físico en el mundo cuántico pero su medida es gravitacional Λ = densidad de energía (oscura)

32 En 1992 las lentes gravitacionales determinan un valor no nulo para Λ Entra Λ en la cosmología, pero su importancia se manifiesta con los trabajos de Riess et. al y Perlmutter et. al La IAU en Kyoto 1997 Densidad de materia ordinaria = 4-5% Densidad de materia oscura = 23-25% Densidad de energía oscura (Λ) = el resto = 70-73% Bases observacionales: Estructura en gran escala Formación de galaxias, Edades del universo y galaxias Nucleosíntesis

33 Sin embargo la astronomía observacional asumía Λ=0 hasta 1998 Riess et. Al y Perlmutter et. al. analizando las supernovas del tipo Ia para altos corrimientos al rojo, determinaron que la expansión del universo se ha estado acelerando en los últimos millones de años Λ entra definitivamente en la astronomía observacional como la clave para explicar la expansión acelerada del universo.

34 Modelo estándar de la cosmología después de 1980 En t=0 Big Bang En t=10-35 Segundos Inflación t=3 minutos nucleosíntesis Universo en expansión desacelerada

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37 Energía y materia oscura? Quintaesencia Constante cosmológica variable en el tiempo Universos membrana, Cuerdas, materia exótica Galileo Hubble Chandra R-X Herschel Planck James-Webb 2013 Magic de R-Gama Telescópio lunar Spitzer