La constante cosmológica de Einstein Un nuevo campo de fuerza ( quintaesencia ) Modificaciones a la Relatividad General

Transcripción

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2 Qué entendemos por energía oscura? El descubrimiento de la expansión acelerada del universo (1998) fue una gigantesca sorpresa, ya que se esperaba justo lo contrario debido a la acción de la gravedad (atractiva y no repulsiva) Sea cual sea el mecanismo que causa la aceleración, lo llamamos energía oscura: La constante cosmológica de Einstein Un nuevo campo de fuerza ( quintaesencia ) Modificaciones a la Relatividad General

3 QUÉ SABEMOS SOBRE LA ENERGÍA OSCURA? 1) No emite ni absorbe radiación electromagnética 2) No se diluye con la expansión Presión negativa 3) Su distribución espacial es homogénea. La energía oscura no se acumula de manera significativa, al menos en escalas como los cúmulos de galaxias Muy diferente de la materia oscura. Su presión es comparable a su densidad de energía (es tipo energía) mientras que la materia se caracteriza por una presión despreciable. La energía oscura es un fenómeno difuso, que interacciona de manera extremadamente débil con la materia y de muy baja energía. Por lo tanto será muy difícil producirla en aceleradores. Puesto que no se acumula, el universo en su totalidad es la manera natural (quizá la única) de estudiarla. Muy probablemente el avance vendrá a través de la mejora en las observaciones

4 La Constante Cosmológica Todas las observaciones actuales son compatibles con que la energía oscura sea la constante cosmológica. Es el candidato más natural, pero también el más misterioso y chocante Constante cosmológica: Su densidad es constante en el tiempo y obedece una ecuación de estado p=-ρ No hay una explicación para Λ a partir de la física de partículas. Si es la energía del vacío: W L ~0.7 r L ~(10 mev) 4 Mientras que de la teoría (SM) sería r L ~M 4 Planck ~10120 x (10 mev) 4

5 La Constante Cosmológica El valor medido de la constante cosmológica es incompatible con la predicción del campo de Higgs V(φ) = V 0 - µ 2 φ 2 + λφ 4 <0 φ 0>=v=246.2 GeV Si minimizamos el potencial: φ 2 MIN=µ 2 /2λ y V MIN =V 0 - µ 4 /4λ = ρ SSB VAC ~ 4.7 x 10 8 GeV 4 A comparar con el valor medido ρ Λ VAC = 3.1 x GeV 4 ρ Higgs /ρ Λ ~ 1.5x10 55

6 Métodos de estudio de la energía oscura Redshift Space Distortions Supernovae Ia BAO Galaxy Clusters Counts Gravitational Lensing

7 Supernovae Ia Es la técnica con la que se descubrió la energía oscura. La técnica mejor conocida hoy en día Las SN Ia son EXCELENTES INDICADORAS DE DISTANCIA Estrategia de búsqueda Búsqueda periódica Observar sistemáticamente la misma región del cielo Clasificación Espectros y colores de la supernovas Curvas de luz En muchos colores E. Sánchez TAE

8 Supernovae Ia Las SN Ia son BUENAS INDICADORAS DE DISTANCIA No son candelas estándar, pero son estandarizables Se calibran usando supernovas cercanas, cefeidas y modelos teóricos La forma de la curva de luz está relacionada con la luminosidad: hay varios modelos muy precisos, SALT2, MLCS2k2. Más precisos que las correcciones iniciales, Δm 15 o el factor de elongación

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10 Shallow field search for SNe Ia Graphics: A. Papadopoulos

11 Shallow field search for SNe Ia Graphics: A. Papadopoulos

12 SN Ic z=0.06 Shallow field search for SNe Ia Graphics: A. Papadopoulos

13 Multi wavelength griz composite of a single CCD chip Deep field search for SNe Ia pictures from Chris D Andrea Graphics: C. D Andrea

14 Deep field search for SNe Ia Graphics: C. D Andrea

15 Deep field search for SNe Ia Graphics: C. D Andrea

16 Deep field search for SNe Ia Graphics: C. D Andrea

17 Deep field search for SNe Ia Graphics: C. D Andrea

18 Deep field search for SNe Ia Graphics: C. D Andrea

19 Deep field search for SNe Ia Graphics: C. D Andrea

20 Supernovae Ia Una vez medidas las magnitudes, construir el diagrama de Hubble µ=m-m=5log 10 (d L /10pc) distance modulus Y ajustar los parámetros cosmológicos M = Magnitud absoluta (conocida para candelas estándar), m = magnitud aparente m (medida para cada supernova)

21 Oscilaciones acústicas de los bariones El universo temprano estaba lleno de un plasma a alta temperatura Las zonas más densas (en DM y bariones) crean una onda sonora esférica por presión de radiación (al 57% de la velocidad de la luz). Los fotones se desacopan en la recombinación. La velocidad del sonido cae de manera abrupta y las ondas se congelan a un radio de 150 Mpc. Hay sobredensidad de bariones, y por tanto galaxias, separados 150 Mpc La amplitud y frecuencia de las oscilacioines dependen de Ω M y Ω B. Las anisotropías de la CMB fijan esta escala a z CMB ~1100. En un cartografiado de galaxias se puede medir esta escala en la dirección transversa y en la longitudinal. Estas medidas dan H(z) y D A (z) respectivamente

22 BARIONES FOTONES PERFIL DE DENSIDAD A z>>1000 el universo de un gas de fotones y bariones (protones y electrones) fuertemente acoplados, más neutrinos y materia oscura. Las sobredensidades crean sobrepresiones que lanzan una onda sonora en el gas. La onda viaja a la velocidad del sonido, cs = c / 3 A z ~ 1100 (t ~ yr), la temperatura ha bajado lo suficiente (3000 K) como para que los protones y los electrones se asocien en átomos de hidrógeno. Los fotones, que proporcionaban la presión, se desacoplan y viajan libremente hasta nosotros (CMB) La velocidad del sonido de los bariones se desploma. La onda se congela a ~150 Mpc. Las sobredensidades en el centro original (DM) y en la envoltura (gas) son las semillas de las galaxias. Hay una separación privilegiada entre galaxias a 150 Mpc: REGLA ESTÁNDAR htp://astro.berkeley.edu/~mwhite/bao/

23 Oscilaciones acústicas de los bariones Mídase la posición y el desplazamiento al rojo de las galaxias y calcúlese la función de correlación o el espectro de potencias. Ya se han obtenido los primeros resultados. Esta técnica es muy robusta y permite determinaciones precisas. SDSS 2005 z ~ 0.35

24 Image: Dark Energy Survey Collaboration

25 Oscilaciones acústicas de los bariones arxiv: [astro-ph.co] A&A 552 (2013) A96 Las medidas están en un exquisito acuerdo con ΛCDM

26 Número de cúmulos de galaxias El número de cúmulos de galaxias en función de z es muy sensible a los parámetros cosmológicos, y en particular a la energía oscura Sensible a distancias y crecimiento de estructuras dn dω dz = dv dω dz M min dm dn dm Mohr (2005)

27 Número de cúmulos de galaxias En primer lugar, hay que identificar los cúmulos: Efecto Sunyaev Zel dovich Rayos X Imágenes ópticas Lentes gravitacionales PLANCK Data release (16/01/2011) newly discovered supercluster, PLCK G , SPT-CL J Z=0.62 Blanco/mosaic-II irg Segundo, hay que medir la masa y el z Masa de SZ, rayos X o lentes z de imágenes o espectros ópticos SPT Results R. Williamson et al., arxiv: astroph (2011) SPT-CL J Z=0.775 Spitzer-Magellan ig

28 Número de cúmulos de galaxias Primeros resultados de DES, arxiv: Método en principio muy potente, que no ha sido usado todavía, porque no hay cartografiados suficientemente profundos. La sensibilidad final dependerá de los errores sistemáticos Multi-color image of the inner 5 arcmin Weak lensing aperture mass significance map of the inner 30 arcmin, overlaid with galaxies The same galaxies, but for the entire useable field of view of 90 arcmin

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30 Lentes gravitacionales débiles UNLENSED LENSED Dark matter halos Observer Distorsión de las imágenes de galaxias lejanas por la materia intermedia Efecto del orden del 1%

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32 Lentes gravitacionales débiles 2 efectos: Magnificación y distorsión Nos dan la distribución de materia entre el observador y las fuentes lejanas

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34 Lentes gravitacionales débiles Sensible a distancias y crecimiento de estructuras CTIO Lensing Survey 75 square degrees ~2 million galaxies Jarvis et al., ApJ 644 (2006) 71 astro-ph/ COSMOS from HST 1.64 square degrees up to Magnitude 26.6 R. Massey et al. ApJ Suppl. 172 (2007) 235 astro-ph/

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36 Espacio Real

37 Espacio de desplazamiento al rojo

38 Distorsiones en espacio de desplazamiento al rojo La función de correlación de las galaxias deja de ser isótropa La anisotropía depende del crecimiento de estructuras es el universo por lo que contiene información cosmológica y se puede utilizar para medir las propiedades de la energía oscura Sensible al crecimiento de estructiura (propiedades de la gravedad)

39 Situación actual Todas las observaciones son compatibles con que la energía oscura es la constante cosmológica de Einstein, es decir, la energía del vacío Betoule et al, 2014

40 Situación actual Todas las observaciones son compatibles con que la energía oscura es la constante cosmológica de Einstein, es decir, la energía del vacío Betoule et al, 2014

41 Situación actual Todas las observaciones son compatibles con que la energía oscura es la constante cosmológica de Einstein, es decir, la energía del vacío Betoule et al, 2014

42 SITUACIÓN ACTUAL La energía oscura se ha detectado inequívocamente para z<1 Los datos actuales no son sensibles a z>1 LCDM es una excelente descripción de todos los datos. Hay todavía mucho trabajo por delante para estudiar la evolución con el desplazamiento al rojo SE NECESITAN DATOS NUEVOS Y MÁS PRECISOS: GRANDES CARTOGRAFIADOS DE GALAXIAS

43 Observaciones para estudiar la energía oscura Distancias vs redshift: CMB acoustic peaks, SNIa, BAO, SZ+Xray+Optical clusters, strong lensing statistics, Ly-alpha forest correlations, Alcock-Pazynski test, galaxy counts Crecimiento de estructura: CMB, weak lensing, galaxy clusters, Ly-alpha forest, ISW effect, No hay ningún método individual que sea suficientemente potente para como para mejorar los resultados actuales un orden de magnitud (objetivo actual). Mucha más potencia estadística, mayor capacidad de discriminación entre teorías y mayor robustez ante efectos sistemáticos.

44 Proyectos actuales y futuros sobre energía oscura arxiv: PAU

45 otras Medidas: Exótica

46 Finito o infinito Se puede demostrar que el universo es finito si tuviese una topología múltiplemente conexa (por ejemplo, un toro en 3 dimensiones) y fuese suficientemente pequeño

47 Finito o infinito Círculos en la radiación de fondo

48 Finito o infinito 10 variadades tridimensionales orientables pueden tener geometría euclídea. De ellas, 6 son finitas. Se caracterizan por su dominio fundamental.

49 Finito o infinito Y las otras, infinitas (la décima es el espacio euclídeo R 3 ) Buscar pares de círculos en la radiación de fondo donde las perturbaciones tengan exactamente el mismo valor. No se han encontrado. Solamente se puede poner una cota inferior al tamaño del cosmos. Su dominio fundamental es mayor que la distancia a la superficie de última dispersión

50 La inflación cósmica

51 La inflación cósmica: El Bang del Big Bang El tercer pilar de la cosmología es la inflación cósmica Resuelve algunos de los problemas del Big Bang clásico: Homogeneidad y planitud Sus detalles aun se desconocen, pero es la mejor descripción del universo temprano

52 Los problemas del horizonte y la planitud Por qué el universo es euclídeo? Este es un valor inestable que lleva a un ajuste increíble en el inicio del universo Por qué el universo es tan homogéneo? Las regiones distantes nunca estuvieron en contacto causal entre sí, cómo pueden estar a la misma temperatura?

53 La inflación al rescate Un período de crecimiento exponencial al inicio (la inflación) resuelve ambos problemas y además hace algunas predicciones sobre cómo debe ser el universo que se pueden verificar

54 La inflación en un minuto El universo empieza muy pequeño Quizás como una pequeña fluctuación en la espuma espaciotemporal. Un campo inestable (el inflatón), llena el espacio Es muy especial: Produce repulsión gravitacional! Explosión. El campo es inestable y se desintegra terminando la inflación tras s La energía acumulada en el inflatón, que se libera al oscilar en torno al mínimo, produce toda la materia que vemos hoy en día en el universo en forma de un plasma muy denso y muy caliente

55 La inflación en un minuto El universo observable es del tamaño de una pelota al terminar la inflación La sopa primordial es el punto de partida de la expansión del Big Bang clásico. A partir de este momento el universo se expande y se enfría hasta llegar al día de hoy

56 La inflación cósmica La inflación explica la formación de estructuras en el universo. Las inhomogeneidades iniciales se deben a fluctuaciones cuánticas durante el periodo inflacionario, amplificadas por la expansión desaforada. Las mayores estructuras que observamos hoy en día son el resultado de fluctuaciones cuánticas que ocurrieron en escalas microscópicas!

57 Predicciones de la inflación: Espectro de potencias

58 Predicciones de la inflación: Espectro de potencias

59 Predicciones de la inflación: Espectro de potencias

60 Predicciones de la inflación: Ondas gravitacionales

61 Predicciones de la inflación: Ondas gravitacionales Muy recientemente (marzo de 2014) el experimento BICEP dice haber detectado las ondas gravitacionales primordiales de la inflación, pero su resultado puede ser en realidad el polvo de la galaxia

62 El destino del universo

63 Destino del Universo Antes de 1998 se vinculaba la geometría con el destino del universo Al descubrirse la energía oscura, deja de ser así. La energía oscura es el factor dominante. El futuro va ligado a su EdE ΛCDM: Expansión acelerada (exponencial) para siempre Fuga de galaxias por el horizonte de sucesos (hoy a 4.7 Gpc, z~1.7) En 100 Ga toda galaxia a más de 10 Mpc será invisible Big Freeze: Muerte térmica Otras posibilidades: Si w<-1 Big Rip!! Big Crunch Big slurp Es estable el vacío? Nuevos descubrimientos y sorpresas!

64 Destino del Universo: ΛCDM L. Krauss, Scientific American, march 2008

65 Destino del Universo: ΛCDM L. Krauss, Scientific American, march 2008

66 conclusiones

67 ΛCDM, la teoría del Big Bang actual, está confirmada por una enorme cantidad de observaciones. Se basa en: La Teoría de la Relatividad General El Principio Cosmológico La Inflación Cósmica Exige nueva física. El 95% del contenido del universo son entes exóticos y desconocidos Energía oscura (68%) Materia oscura (27%) Inflación, bariogénesis y origen del universo El destino final del universo depende de las propiedades de la energía oscura