Hubble Deep Field. Observando no más lejos pero si más débil. Censo de objetos. La escalera de distancias

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Salvador Rodríguez Arroyo
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Origen y Evolución del Universo Gonzalo Tancredi Depto. Astronomía - Fac.

Radiation Modelo de Big Bang Inflacionario Hubble Deep Field 10 días consecutivos

débil Censo de objetos ~ 3000 Galaxias en región del visible 40% de las galaxias

1 Origen y Evolución del Universo Gonzalo Tancredi Depto. Astronomía - Fac. Ciencias Hubble Deep Field Formación de Galaxias Cosmic Microwave Background Radiation Modelo de Big Bang Inflacionario Hubble Deep Field 10 días consecutivos de observación -150 órbitas (1995) HDF-N en Osa Mayor (Gran cucharón Big Dipper) Campo de 5.3 arcmin Magnitud límite V ~ 30 Zoom en HDF Observando no más lejos pero si más débil Censo de objetos ~ 3000 Galaxias en región del visible 40% de las galaxias son irregulares, peculiares o en fusión < 40 estrellas de la secuencia principal del disco y del Halo 150 corrimientos al rojo medidos supernovas La escalera de distancias 1

Tipos de SN La curva de luz de las SN Superposición de la curva de luz de SN Estimando distancias con SN Magnitud absoluta presenta poca dispersión.

La relación Tully-Fisher Vincula el ancho de la línea de 1cm o de H α con la magntiud absoluta de una galaxia.

Ley de Hubble Ley de Hubble con estimaciones de distancia basadas en SN tipo Ia H 0 = 67 ± 10 km/s/mpc v = H 0d Ley de Hubble con estimaciones de distancia basadas en

2 Tipos de SN La curva de luz de las SN Superposición de la curva de luz de SN Estimando distancias con SN Magnitud absoluta presenta poca dispersión. Buena correlación entre magnitud del máximo y log. de velocidad de recesión (v 0 ). La relación Tully-Fisher Vincula el ancho de la línea de 1cm o de H α con la magntiud absoluta de una galaxia. El ancho de H α se usa para determinar V rot, que estará relacionada por la Ley de Kepler con la Masa, esta con la Luminosidad y la M abs. Ley de Hubble Ley de Hubble con estimaciones de distancia basadas en SN tipo Ia H 0 = 67 ± 10 km/s/mpc v = H 0d Ley de Hubble con estimaciones de distancia basadas en relación de Tully-Fisher Relatividad General La métrica del espacio tiempo ds = c dt R ( t) dσ dσ = dx + dy + dz R(t) factor de escala Para un espacio Euclido en coordenadas esféricas d σ = dr + r ( dθ + sin θdφ ) Para un espacio curvo dσ = dχ + Sk ( χ)( dθ + sin θdφ ) Donde S k (χ) = sinh χ para k = -1 Hiperbólico χ para k = 0 Plano sin χ para k = 1 Esférico para k = 0, χ = r

La curvatura del espacio k =- 1 k = 0 Expansión del Universo cdt d χ = R(t) dχ elemento de distacia a lo largo del rayo de luz

luz k = 1 χ = c t 0 t 1 dt R( t) El corrimiento al rojo z lo calculamos como Corrimiento al rojo cosmológico λ λ λ rec em rec = 1

Supongo un par de rayos emitidos en dos máximos consecutivos a t 1 y t 1 + P em. Los dos rayos serán recibidos a t 0 y t 0 + P rec.

v c = 1+ z Record en distancias Galaxia más distante z=6.56 Lyman α en reposo λ=116 Å Quasar más distante z=6.

3 La curvatura del espacio k =- 1 k = 0 Expansión del Universo cdt d χ = R(t) dχ elemento de distacia a lo largo del rayo de luz R(t) factor de escala c vel. luz k = 1 χ = c t 0 t 1 dt R( t) El corrimiento al rojo z lo calculamos como Corrimiento al rojo cosmológico λ λ λ rec em rec = 1 λ = em λem Considerado como una velocidad de recesión 1+ v / c z = 1 1 v / c Considero luz de long. λ, frecuencia ν y período P. Supongo un par de rayos emitidos en dos máximos consecutivos a t 1 y t 1 + P em. Los dos rayos serán recibidos a t 0 y t 0 + P rec. Igualando la longitud de los caminos, llegamos a R( t1) Prec = R( t R0 Prec ν = = R P ν 1 em 0 em rec ) P em z λ = λ rec em v<< c v c = 1+ z Record en distancias Galaxia más distante z=6.56 Lyman α en reposo λ=116 Å Quasar más distante z=6.4 Rotación de las Galaxias Velocidad constante a grandes distancias. No se aprecia caída kepleriana por masa central. La radiación cósmica de fondo Halo de materia oscura (NO agujeros negros o estrellas neutronicas SI? estrellas de baja masa, enanas marrones) 3

Anisotropías de la Radiación Cósmica de Fondo Mapa medido

locales ) Se muestran fluctuaciones de 1 parte en 100.

4 Anisotropías de la Radiación Cósmica de Fondo Mapa medido por COBE con escala entre 0 y 4K (luego de quitar aportes locales ) Se muestran fluctuaciones de 1 parte en (30 μk) Comparación de los mapas elaborados cpn COBE y con WMAP Anisotropías en CMBR Ω = 0.3 Resultados del WMAP Las primeras estrellas se formaron 00 millones de años luego del Big Bang. La radiación cósmica de fondo se originó 379,000 años después del Big Bang. H 0 = 71 ± 4 km/sec/mpc Ω = 1 Buen ajuste de datos observaciones con Ω 1 Formación de estructuras Distribución de materia a gran escala 4

La dinámica del Universo Ecuación de Friedmann para la tasa de expansión H H constante de Hubble R -Factor de escala ρ- densidad del Universo G, c - constantes k - constante de curvatura (1,0, 1) Λ-

5 La dinámica del Universo Ecuación de Friedmann para la tasa de expansión H H constante de Hubble R -Factor de escala ρ- densidad del Universo G, c - constantes k - constante de curvatura (1,0, 1) Λ- Constante cosmológica q - parámetro de desaceleración para la desaceleración qh R = R 8πG Λ kc = ρ R R 4πG 3p = = ρ + R 3 c 3 Λ ρ crit - densidad crítica ρ Universo dominado por la materia en el presente p = 0 y Λ = 0 crit H = = 1.96x10 8 π G 4πG q 0H 0 = ρ0 3 Universo plano q 0 = 0.5 k = H h = 100[ km / s / Mpc] h [ g / cm ] h constante de Hubble normalizda 0 = 0.67 Ω = ρ ρ crit Cuanto vale Ω? Ω = Ω Ω Materia M + Ω = Ω Λ Barionica + Ω Oscura 5

6 Cuan cerca de la densida crítica? Dominio de energía y materia Densidad de la materia y T ρ mat R -3 ρ ene R -3 R -1 = R -4 T(t) = T recomb 1+ z 1+ z recomb Epóca dominada por la radiación Acoplamiento materia - radiación Recombinación y Desacople materia - radiación 6

Breve referencia a física de partículas Átomos constituidos por nucleones: protones + neutrones electrones Nucleones constituidos por 3 quarks Materia bariónica quarks Mesones Bariones + Mesones =

7 Breve referencia a física de partículas Átomos constituidos por nucleones: protones + neutrones electrones Nucleones constituidos por 3 quarks Materia bariónica quarks Mesones Bariones + Mesones = Hadrones Leptones: e -, muones, tau y neutrinos Materia + Antimateria = Radiación Resumen de la Historia del Universo El Big Bang Epoca Tiempo Densidad [g/cm 3 ] Temperatura (K) Evento Big Bang 0 ~ infinitamente alta Extremadamente alta Origen del Universo Planck <10-43 >10 94 >10 3 Era de Cosmología cuántica donde el Universo ocupaba el tamaño de un nucleón Quark <10-3 s >10 55 >10 Poblado densamente con quarks libres Hadron <10-4 s >10 14 >10 1 Aniquilación de materia y antimateria Lepton 10-4 s a 1 s Rápida expansión y enfriamiento; equilibrio térmico de electrones, positrones, neutrinos y fotones Radiación 1 s to 10 6 a # Formación de Helio y Deuterio; la radiación se desacopla de la materia al finalizar la era Materia >10 6 a <10 - <3000 & Condesanción de quasars y cúmulos de galaxias Presente 15-0 x 10 9 a 5x x & Se han formado galaxias y estrellas; estrellas todavía en formación # Al comienzo de la era de la radiación era, cuando el Universo tenía 1 s de edad y T = K, la densidad de radiación era de 10 5 g/cm 3, mientras que la densidad de materia de sólo g/cm 3 & La temperatura de la radiación cósmica de fondo, que no esta más acoplada con la materia y su temperatura Nucleosíntesis primordial Predicción de abundancias Materia Oscura Caliente o Fría Materia bariónica < 0.05 (de nucleosíntesis primordial) Materia no-bariónica ~ 0.35 (de estructura a gran escala y lentes gravitacionales) Hot Dark Matter (HDM) Forma estructuras de grande a chico por fragmentación de grandes estructuras Partículas livianas muy energéticas: neutrinos Cold Dark Matter (CDM) Forma estructuras a partir de agrupaciones pequeñas. Partículas masivas: partículas supersimétricas (WIMPS) y axiones Ideas básicas de la Inflación Teoría propuesta por Alan Guth en 198 Guth postuló una Epoca Inflacionaria Expansión muy rápida y exponencial del Universo Ocurrió en el interval, t= s El Universo se expandió por un factor de durante ese tiempo! Qúe causo la inflación? Fluctuaciones en campos cuánticos Se favorece el modelo CDM 7

Inflación La resolución de los problemas cosmológicos con la Inflación El problema de la chatura The Flatness Problem Considero una superficie curvada Ahora la expando por un enorme factor Luego de

Universo observable, estas regiones estan separadas a una distancia de veces la edad del Universo.

En el momento de la recombinación, el tamaño del horizonte en el cielo era de 1 grado.

8 Inflación La resolución de los problemas cosmológicos con la Inflación El problema de la chatura The Flatness Problem Considero una superficie curvada Ahora la expando por un enorme factor Luego de la expansión, se verá localmente plana Por tanto, la inflación predice un Universo que es no distinguible de uno plano El problema del horizonte Si miramos en direcciones opuestas, en el límite del Universo observable, estas regiones estan separadas a una distancia de veces la edad del Universo. Las observaciones de la CMBR muestran iguales temperaturas, pero cómo pueden estar en equilibrio térmico sino se podían comunicar entre sí? En el momento de la recombinación, el tamaño del horizonte en el cielo era de 1 grado. El problema del horizonte Antes de la inflación (a t s), el horizonte de las partículas tenía un radio de R 10-9 m Esta es la región del Universe que esta conectado por causalidad. Luego de la inflación (a t 10-3 s), esta región aumentó a m La expansión normal comenzó El Universo se expandió por otro factor de 10 entre el final de la inflación y el desacople (t=300,000 a) Por tanto, al momento del desacope, la región conectada por causalidad era de al menos m en extensión! La inflación predice que todo el Universo observable (y bastante mas allá) se originó de una pequeña región conecteda por causalidad. Lo que resuelve el problema del horizonte. La solución al problema del horizonte por la Inflación Expansión 8

Expansión acelerada Constante cosmológica Λ 0 Densidad energética del vacío

Cumulos de Galaxias Estado de Cuenta de Ω Universo: ΛCDM (cold dark matter con

ciclo de vida de las estrellas depende de la masa.

Todas las estrellas de un cúmulo globular nacieron juntas.

enfriamiento de las blancas permiten determina la edad.

millones La expansión del Universo Si el Universo es plano y compuesto

9 Expansión acelerada Constante cosmológica Λ 0 Densidad energética del vacío Presión del vacío p = ρ vacío Λ = 8πGρ vacío Combinando resultados de SN, CMBR y Cumulos de Galaxias Estado de Cuenta de Ω Universo: ΛCDM (cold dark matter con constante cosmológica) Cuál es la edad del Universo Las estrellas mas viejas El ciclo de vida de las estrellas depende de la masa. Las estrellas menos masivas tienen una mayor duración en la secuencia principal. Todas las estrellas de un cúmulo globular nacieron juntas. El punto de salida de la secuencia principal o la temperatura de las enanas de enfriamiento de las blancas permiten determina la edad. Se tenían estimaciones de edad de cúmulos entre 11 y 18 mil Una crisis de edad? millones La expansión del Universo Si el Universo es plano y compuesto mayoritariamente de materia, la edad la podemos estimar como t = /3H 0 Si la densidad de materia es muy baja t = 1/H 0 Lo que implica valores entre 1 y 14 mil millones de años. 9

Enanas blancas en M4 Comparando resultados Las estrellas mas viejas 1 a 13 mil millones de años de antigüedad La expansión del Universo Tomando en cuenta la contribución de la materia y y

Expansión t 1/ Dominado por la materia t > 10.000 años y temperatura < 30.

10 Enanas blancas en M4 Comparando resultados Las estrellas mas viejas 1 a 13 mil millones de años de antigüedad La expansión del Universo Tomando en cuenta la contribución de la materia y y tomando Ω=1, se estima una edad de 13.7 miles de millones de años (con un error de 1%). Las tres grandes etapas del Universo Dominado por la radiación t < años y temperatura > K. Expansión t 1/ Dominado por la materia t > años y temperatura < K Expansión t /3 Dominado por la constante cosmológica Expansión con crecimiento exponencial Nuevas preguntas a partir de nuevas respuestas ~5% del Universo constituido por materia conocida (bariónica) ~35 % materia oscura (materia no bariónica) ~60 % por energía oscura o energía del vacío Cuanto queda por descubrir 10

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