Estructura del Universo. Expansión de Universo Ley de Hubble Cosmología

Transcripción

1 Estructura del Universo Expansión de Universo Ley de Hubble Cosmología

2 Preguntas (parciales) Que es el Universo? Tuvo el Universo un inicio? Tendrá el Universo un fin?

3 Cielo Nocturno es oscuro Como se vería el Universo si fuese infinito y estático?

4 Tres Pilares de evidencia que sostienen el Big Bang Expansión del Universo Elementos Livianos Radiación Cósmica

5 Pilar 1: Expansión En 1929, Edwin Hubble descubre que galaxias distantes tienen velocidades de recesión mayor que galaxias cercanas.

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8 Ley de Hubble Las galaxias aparentemente se alejan de nosotros a una velocidad proporcional a su distancia - Hubble (1929)

9 Pilar 2: Elementos Livianos

10 Pilar 2: Elementos Livianos Predicciones Hidrógeno: 75% Helio: 24% Helio-3: 1 parte en Deuterio: 1 parte en 100,000 Litio: 1 parte en 1,000,000,000 Observaciones 75% 24% 1 parte en parte en 100,000 1 parte en 1,000,000,000

11 Big Bang Cosmología moderna se inicia en 1915 con Einstein. Principio Cosmológico - Universo es homogeneo e isotópico Teoría general de la Relatividad predice la expansión del Universo. La expansión explica el corrimiento al rojo cosmológico. Ley de Hubble V=H o D Universo en expansión probablemente se originó en una explosión llamada Big Bang. Edad, 1/H 13.7 mil millones de años (H 73 km/s/mpc) Problema: estrellas en CG más antiguas Es el Universo finito o infinito? Ligado o desligado?

12 Universo y Gravedad La gravedad actúa a distancia. Ya que es siempre atractiva la expansión del Universo debe estar disminuyendo. DEFINICIÓN Ω=ρ/ρ crítico ρ crítico : Densidad necesaria para cerra el Universo

13 Densidad, Ω o Definición: Ω ρ ρ c (Hoy) Ω o ρo ρ c Densidad Grupo Local 2.5x10-32 gr/cm 3 Ω o =0.005 (esto no incluye Materia oscura) Ω o =1, corresponde a densidad crítica. En la Vía Láctea, M/L 100, Ω o =0.5 Interesante En general, observacionalmente se encuentra que Ω o =0.25

14 Destino de Universo Destino del Universo está determinado por la densidad promedio de materia. Densidad > Densidad Crítica => Cerrado (ligado) Densidad = Densidad Crítica => Justo Cerrado Densidad < Densidad Crítica => Abierto (desligado) Densidad Crítica = 14 átomos de H por metro cúbico. Consecuencia interesante: Si Ω=1 entonces la energía cinética es igual a la energía potencial, es decir la energía total es exactamente cero. El Universo nace de la nada; no habría nada que hacer para generar un Universo.

15 Geometría del Universo La forma del espacio está determinada por la cantidad de materia Universo. La curvatura puede ser positiva (a), cero (b), o negativa (c), dependiendo de la densidad promedio en el Universo es mayor, igual o menor que la densidad crítica.

16 Pilar 3: Radiación Cósmica Remanente del Big Bang, detectado en 1964 (Penzias & Wilson, Nobel Prize). Observado en detalle por los satélites COBE (1990), Boomerang (1999), Maxima (1999), WMAP (2002) y Planck (2010).

17 El Fondo de Microondas observado por el satélite COBE (bajo contraste) El Universo es un cuerpo negro con una temperatura de K Fluctuaciones de temperatura, una parte en 105!

18 Fondo de Micro-ondas Penzias y Wilson, 1965, radiación llena el Universo.! Evidencia del Big Bang Más moderno, 1991, observaciones con COBE. Cuerpo negro, T =2.73 K, Radiación casi perfectamente isotrópica Levemente más caliente hacia constelación de Leo Resultado del movimiento general de la Tierra con una velocidad de ~ 390 km/s hacia Leo Vía Láctea se mueve hacia Centauros con 600 km/s.

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21 El campo de Radiación primordial es una consecuencia de este origen caliente. Hoy se observa esta radiación altamente corrida al rojo, se llama el fondo de micro-ondas.

22 Temperatura vs tiempo A medida que el Universo se expande, la longitud de onda de los fotones de la radiación de fondo aumenta y la temperatura decae. 300,000 años después del Big Bang, cuando la temperatura era cerca de 3,000 K, los átomos de hidrógeno se forman (época de recombinación) y el Universo se hace transparente.

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25 Inflación La isotropía resulta ser un problema en la teoría anterior. Dos extremos opuestos a nosotros están separados por 26 mil millones de años. Entonces por qué tienen la misma temperatura? Inflación, ocurre cuando el Universo tenía una edad de seg. (10-23 ). Una pequeña parte del espacio crece para convertirse en nuestro Universo.

26 Historia de la Materia Inicialmente las 4 fuerzas de la naturaleza eran similares. Durante el primer instante, materia y antimateria se anhilaban entre ellos. Después, la producción de pares cesa, el Universo sigue en expansión y los fotones ya no tienen suficiente energía para mantener la producción de pares. Quiebre de simetría, resulta un número levemente mayor de partículas que de antipartículas; protones, electrones y neutrones.

27 Historia breve del Universo El Universo se inicia caliente, denso y lleno de radiación. A medida que el Universo se expande, se enfría, " Elementos livianos se forman durante los primeros minutos " Los átomos se forman después de 300,000 años " Las estrellas se forman después de 100,000,000 de años " Las galaxias y cuásares se forman después de 200,000,000 de años

28 Origen de la Estructura La estructura en el Universo se originó en diminutas fluctuaciones cuánticas amplificadas por inflación.

29 Cómo llegamos de un universo increíblemente suave del pasado a uno altamente estructura hoy? Mapa COBE, z~1000, δ~10-5 Mapa APM z=0, δ~1 Respuesta: Inestabilidades Gravitacionales Regiones sobre-densas se hacen más densas a medida que el Universo se expande. Regiones sub-densas se hacen menos densas a medida que el Universo se expande. Aparentemente esto contradice la intuición termodinámica de que un sistema físico tiende ha hacerse cada vez más uniforme con el tiempo.

30 Al final de la década de los 70 hubo astrónomos que se dieron cuenta de la riqueza de información que subyace en las distribución de las galaxias. 1,000,000 de galaxias contadas a mano por Shane and Wirtanen de fotografías digitalizadas por Peebles, Groth y Seldner

31 Interactions with electons

32 Formación de galaxias Galaxias se forman de enormes nubes de gas primordial. Galaxias en el pasado eran más azules y mas brillantes debido a formación de estrellas y estrellas jóvenes. La formación de estrellas determina la estructura inicial de la galaxia. Problemas: materia oscura (90%), colisiones, función inicial de masa, composición, etc.

33 Respuestas (parciales) Que es el Universo? Es todo materia, energía y espacio-tiempo. Tuvo el Universo un inicio? Si, probablemente esto ocurrió entre 12 y 18 miles de millones de años atrás, en el Big Bang. Tendrá el Universo un fin? Observaciones actuales señalan que el Universo se expanderá para siempre.