Tema 12: Medidas sobre la Cosmología del Universo

Transcripción

1 Tema 12: Medidas sobre la Cosmología del Universo Consultar: An Introduction to Modern Cosmology, Liddle, libro entero Galaxies and Cosmology, Jones & Lambourne, 2007, Cambridge, temas 5-7 (J&L07). NASA Extragalactic Database (NED) Level 5: Ned Wright s Cosmology web pages:

2 Objetivos del tema Presentar las medidas actuales sobre los parámetros cosmológicos básicos y sus implicaciones. Cómo se miden los parámetros cosmológicos que se discutieron en capítulos anteriores? Cuál es la Cosmología real del Universo?

3 12.1.Medidas de la constante de Hubble H 0 La constante de Hubble actual fue el primer parámetro cosmológico ampliamente discutido por la comunidad, pues entra en la determinación de la distancia. H 0 ~500 km/s/mpc!! Hubble (1936)

4 12.1.Medidas de la constante de Hubble H 0 La constante de Hubble calculada por Hubble se basaba en la fórmula. z H c 0 Hubble utilizó los redshifts medidos por Vesto Slipher ( ) de los espectros y determinó la distancia a un par de decenas de galaxias basándose en cefeidas y otras métodos de determinación de distancias. El redshift se determinó como: d v cz D H Esta ecuación asume que el redshift es fruto de un efecto Doppler simple, lo que no es cierto. El concepto de redshift es cosmológico y debido a la expansión del Universo, por lo que se suele hablar de redshift cosmológico para distinguirlo de un desplazamiento al rojo debido a un efecto Doppler simple, y al efecto Doppler debido a una velocidad peculiar de una galaxia, no ligada a la expansión cosmológica. d

5 12.1.Medidas de la constante de Hubble H 0 H 0 =625 km/s/mpc!!

6 12.1.Medidas de la constante de Hubble H 0 rd.edu/~dfabricant/hu chra/

7 12.1.Medidas de la constante de Hubble H 0 /~dfabricant/huchra/

8 12.1.Medidas de la constante de Hubble H 0 wikipedia

9 12.1.Medidas de la constante de Hubble H 0 Kennicutt et al. (1995) 1 Mpc 100 Mpc

10 12.1.Medidas de la constante de Hubble H 0 El Key Project de HST liderado por Freedman llegó a un valor de H 0 =72±7 km s -1 Mpc -1. Este es el mejor valor obtenido localmente. z~0.1 Freedman & Madore (2010)

11 12.2.Medidas del parámetro de desaceleración La constante de Hubble H 0 mide el ritmo de expansión del Universo en la actualidad. Sin embargo este ritmo puede haber cambiado, y la constante de Hubble no es tal, sino que se debe hablar del parámetro de Hubble H(t). Vimos que la expresión del parámetro de Hubble es: d cz 1 1 (1 q z H 2 ) 0 0 Sandage (1998) u.tw/~hchang/ga2/f280 4-SNIaexpand.JPG

12 12.2.Medidas del parámetro de desaceleración NED

13 12.2.Medidas del parámetro de desaceleración s/pub/a31/lecture24-25-big-bang/

14 12.3.Medidas de las densidades El parámetro de desaceleración se puede escribir en función de los parámetros de densidad W (sin densidad de radiación): q( t) q 0 W m( t) 2 W m,0 2 W W ( t),0 Este parámetro ha sido medido por dos proyectos: Supernova Cosmology Project (SCP, Perlmutter et al. 1999) y el High-z Supernova Survey (HZSNS, Riess et al. 1998). Frieman et al. (2008)

15 12.3.Medidas de las densidades Riess et al. (1998) Perlmutter et al. (1999) SCP (si k=0) HZSNS (si k=0) W m,0 =0.28±0.09 W m,0 =0.32±0.10 W,0 0 W,0 =0.68±0.10

16 12.3.Medidas de las densidades: W m Bahcall & Fan (1998)

17 12.3.Medidas de las densidades: W b Fukugita et al. (1998)

18 12.3.Medidas de las densidades: W b J&L07

19 12.3.Medidas de las densidades: W b La nucleosíntesis primordial impone ciertas restricciones sobre la densidad bariónica. Siguiente tema!!

20 12.3.Medidas de las densidades:: W b Los valores de las densidades de materia bariónica son: La densidad crítica es: c Wb, W b, Esto equivale a unos 5.6 átomos de hidrógeno por m 3 para h=0.7. Esto significa que la densidad media del Universo hoy es 0.1 átomos por m 3 o unos 300 átomos dentro de un volumen comparable a una piscina olímpica pequeña (50x25x2=2500 m 3 ). En el caso de materia oscura tenemos una densidad de: 0 3H 8 G H , h g cm c 8 G W m, WDM, 0 Esto equivale a 1 átomo de hidrógeno visible por cada 13 oscuros, o un 8% de la materia que gravita es bariónica. Si fueran neutrinos y tuvieran una masa de 3 ev=5.3x10-36 kg habría unos 4.9x10 8 neutrinos/m 3. Siendo la sección eficaz s~10-47 m 2, el rlm para el agua sería rlm~2x10 17 m (~1 pc). WIMPS pueden ser veces más masivos, 10 veces menos que un protón. 0.28

21 12.3.Medidas de las densidades: curvatura La curvatura del Universo no suele ser un parámetro discutido directamente en los estudios cosmológicos, sino la suma de los parámetros de densidad, que se relaciona directamente con la curvatura. Los distintos experimentos realizados hasta hoy establecen que la suma de densidades es prácticamente 1. Por ejemplo, WMAP obtuvo: W tot, 0 Wm,0 Wr,0 W, Combinando los experimentos cosmológicos más relevantes, obtenemos: W tot, Esto nos dice que el Universo es compatible con k=0, es decir, el Universo es plano o casi. Quizás podría ser cerrado, con lo que podría existir un eventual Big Crunch.

22 12.4.Cosmología de precisión La CMB tiene las siguientes propiedades: su temperatura es K y tiene un espectro como un cuerpo negro a esa temperatura. es uniforme en una parte entre Por tanto se deben tener precisiones de millónesimas de K para estudiar anisotropías. los fotones de la CMB se debieron crear cuando el Universo estaba a 3000 K, unos Myr después del Big Bang. la temperatura de esta radiación ha bajado un factor ~1100, por lo que ese es el redshift del last scattering. anisotropía dipolar: se grafica la potencia angular (angular power) frente al número de multipolo l (multipole number). El multipole number es una manera de expresar separaciones angulares. Es la inversa del ángulo entre dos direcciones (en grados). Si l es muy grande, estamos hablando de separaciones pequeñas, por lo que se necesitan mejores telescopios para llegar a l grande. El angular power nos da el ángulo que separa típicamente una región de una determinada temperatura de otra. Cada pico del CMB power spectrum corresponde a un fenómeno de origen cosmológico.

23 Dipolo 12.4.Cosmología de precisión MW anisotropía

24 12.4.Cosmología de precisión El proyecto BOOMERanG utilizó un globo estratosférico para medir anisotropías de CMB con una resolución de 1º a través de in telescopio a 0.28 K a una altura de 35 km sobre la Antártida. Masi et al. (2005)

25 12.4.Cosmología de precisión

26 12.4.Cosmología de precisión

27 12.4.Cosmología de precisión PUBLIC/public.html

28 12.4.Cosmología de precisión

29 12.4.Cosmología: CMB power spectrum

30 12.4.Cosmología de precisión Dunkley et al. (2009) Spergel et al. (2004, 2006)

31 12.4.Cosmología de precisión Dos parámetros cosmológicos deben añadirse para explicar las características principales del CMD power spectrum: power spectrum normalization A, e índice espectral escalar n s. En ángulos grandes (l<50) la anisotropía proviene principalmente del efecto Sachs-Wolfe. Este efecto tiene su origen en un redshift gravitacional que causa que los fotones que llegan de zonas un poco más densas tengan longitudes de onda más largas que los que provienen de zonas menos densas en la superficie de last-scattering. En números de multipolo intermedios se hacen notar ondas acústicas en el momento del decoupling. Una domina, la que forma el denominado pico Doppler, y después hay repeticiones de ondas que han evolucionado más. A escalas angulares bajas (l >1000) el efecto de las ondas acústicas debe bajar debido al conocido como Silk damping, debido a una atenuación de las ondas menos energéticas en su interacción con partículas cargadas. Es un efecto parecido al que hace que el sonido en las ondas de longitud de onda más cortas no se propaguen por el aire debido al tamaño finito de las moléculas. El efecto de los parámetros cosmológicos en estos picos es lo que se utiliza para medir la cosmología con precisión.

32 12.4.Cosmología de precisión

33 12.4.Cosmología de precisión astr2030_06/cosmology.html

34 12.4.Cosmología de precisión: WMAP 7yr (2009)

35 12.4.Cosmología de precisión J&L07

36 12.4.Cosmología de precisión 6/8/4224.full

37 12.5.Cosmología de concordancia wikipedia

38 12.5.Cosmología de concordancia wikipedia

39 12.5.Cosmología: modelo extendido wikipedia

40 12.5.Cosmología: modelo extendido Material materia ordinaria Partículas típicas protones, electrones Masa (ev) Número partículas Contribución a densidad total % Evidencia observacional Observación directa radiación fotones % CMB HDM neutrinos < % CDM WIMPs % DE partículas /campo escalar? % medidas de neutrinos, LSS Dinámica galáctica Distancia a SN Ia, CMB

41 12.5.Cosmología de precisión: próxima misión May 14, 2009

42 12.5.Cosmología de concordancia Mandolesi et al. (2010)

43 12.5.Cosmología de concordancia NASA

44 12.5.Cosmología de concordancia NASA

45 Resumen Medidas que se han hecho hasta la actualidad sobre los parámetros del modelo cosmológico basado en FRW. Valores encontrados para dichos parámetros. Cosmología de concordancia: SN Ia y CMB. Implicaciones cosmológicas.