Andrés Aceña. Cosmología, o... dónde estamos, de dónde venimos y a dó

Transcripción

1 Cosmología o... dónde estamos, de dónde venimos y a dónde vamos?

2 La charla Algo de Relatividad General El universo y cómo recibimos información El principio copernicano La ley de Hubble Distribución de materia a gran escala Postulados del modelo cosmológico Modelos espacialmente isotrópicos Λ-CDM Cronología del universo Materia oscura, energía oscura y el futuro

3 Algo de Relatividad General Teoría que describe las interacciones gravitatorias. El universo es un espacio-tiempo. La materia determina la geometría del espacio-tiempo. La geometría del espacio-tiempo determina cómo se mueve la materia. Materia + postulados cosmológicos geometría del universo.

4 Algo de Relatividad General

5 Algo de Relatividad General

6 El universo y cómo recibimos información

7 El universo y cómo recibimos información

8 El principio copernicano "Los seres humanos no son observadores privilegiados del universo"

9 El principio copernicano "Los seres humanos no son observadores privilegiados del universo" Carl Sagan: " Quiénes somos? Encontramos que vivimos en un planeta insignificante de una estrella ordinaria perdida en una galaxia metida en una esquina olvidada de un universo en el cual hay muchísimas más galaxias que personas"

10 La ley de Hubble

11 La ley de Hubble v = H 0 D H 0 = 70 km/s Mpc

12 La ley de Hubble v = H 0 D H 0 = 70 km/s Mpc

13 Distribución de materia

14 Postulados del modelo cosmológico La Relatividad General es la teoría correcta para el universo a gran escala. Principio cosmológico: el universo es espacialmente homogéneo e isótropo.

15 Modelos espacialmente isotrópicos

16 Modelos espacialmente isotrópicos "Materia fría" o "radiación incoherente"

17 Λ-CDM Principios: La Relatividad General es la teoría correcta para el universo a gran escala. Principio cosmológico: el universo es espacialmente homogéneo e isótropo. El universo contiene "energía oscura". El universo contiene "materia oscura fría". Las partículas están descriptas por el Modelo Estándar. Hubo un periodo inflacionario.

18 Λ-CDM Predicciones: Existencia y estructura del fondo cósmico de microondas (CMB). La estructura a gran escala en la distribución de galaxias. Las abundancias de hidrógeno, helio y litio. La expansión acelerada del universo.

19 Λ-CDM

20 Λ-CDM

21 Λ-CDM Cosmic Microwave Background Spectrum from COBE COBE Data Black Body Spectrum 300 Intensity [MJy/sr] Frequency [1/cm]

22 Λ-CDM

23 Cronología del universo

24 Cronología del universo Universo muy temprano (especulativo) Época de Planck: 0s s Dónde está nuestra teoría cuántica de la relatividad? Una sola fuerza fundamental. Época de la Gran Unificación: s s La fuerza gravitatoria se desacopla de las otras fuerzas. Época electrodébil: s s Se desacoplan las fuerzas fuerte y electrodébil. Época inflacionaria: s - quien sabe El universo multiplica su volumen por lo menos en un factor de Al finalizar la etapa inflacionaria, el universo está lleno de un plasma quark-gluon.

25 Universo temprano Cronología del universo Época de Quarks: s 10 6 s El bosón de Higgs adquiere un valor de expectación de vacío, la fuerza débil y la electromagnética adquieren diferentes rangos, las partículas que interaccionan con el Higgs se vuelven masivas. Época hadrónica: 10 6 s 1s Se forman hadrones. Al final se desacoplan los neutrinos. Época leptónica: 1s 10s Los hadrones y antihadrones se aniquilan, dejando el universo dominado por leptones. Al finalizar la época, la mayoría e leptones y antileptones se aniquilan, dejando un residuo de leptones.

26 Cronología del universo Época fotónica: 10s a La energía del universo está dominada por fotones, que interactuan fuertemente con el plasma. Nucleosíntesis: 3m 20m Se forman núcleos atómicos: deuterio, helio-4, y trazas de otros núcleos livianos. Época dominada por materia: a La materia oscura empieza a dominar la dinámica, lo que permite el comienzo de la formación de estructura. Recombinación: a Los electrones son capturados por los átomos, volviendo el universo transparente a los fotones. Esto es el CMB. Época oscura: a 400Ma

27 Cronología del universo Formación de estructura Reionización: 150Ma 1.000Ma Se forman las primeras estrellas y quasares, que ionizan el medio interestelar. Formación de estrellas. Formación de galaxias. Formación de grupos, clusters y superclusters. Formación del sistema solar: 9.000Ma Hoy: Ma

28 Cronología del universo Final del universo Big Rip: > Ma Big Crunch: Ma Big Freeze:> 10 8 Ma

29 Materia oscura, energía oscura y el futuro

30 Materia oscura, energía oscura y el futuro

31 Materia oscura, energía oscura y el futuro

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