Origen y Evolución del Universo. Hubble Deep Field Formación de Galaxias Cosmic Microwave Background Radiation Modelo de Big Bang Inflacionario

Transcripción

1 Origen y Evolución del Universo Hubble Deep Field Formación de Galaxias Cosmic Microwave Background Radiation Modelo de Big Bang Inflacionario

2 Dato Nº 1 Materia visible detectada en galaxias Gran número de galaxias con distribución isotrópica

3 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 2 Magnitud límite V ~ 30

4 Observando no más lejos pero si más débil

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6 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 2 supernovas

7 Dato Nº 2 Expansión del Universo

8 La escalera de distancias

9 Tipos de SN

10 La curva de luz de las SN Superposición de la curva de luz de 22 SN

11 Estimando distancias con SN Magnitud absoluta presenta poca dispersión. Buena correlación entre magnitud del máximo y log. de velocidad de recesión (v 220 ).

12 La relación Tully-Fisher Vincula el ancho de la línea de 21cm o de H a con la magntiud absoluta de una galaxia. El ancho de H a 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.

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

14 Corrimiento al rojo cosmológico El corrimiento al rojo z lo calculamos como rec em em Considerado como una velocidad de recesión rec Considero luz de long., frecuencia n 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( t R R ) P rec P P rec em em z R( t n n 1 0 em rec ) P em z 1 v / c 1 1 v / c rec em v c 1 v c z

15 Record en distancias Quasar distante z=6.4 Galaxias distantes z=6.56 Lyman a en reposo =1216 Å

16 Nuevos records Quasar mas distante z=6.43 Galaxia mas distante z=6.96

17 Dato Nº 3 Existencia de Materia Oscura

18 Rotación de las Galaxias Velocidad constante a grandes distancias. No se aprecia caída kepleriana por masa central. Halo de materia oscura (NO agujeros negros o estrellas neutronicas SI? estrellas de baja masa, enanas marrones)

19 Dato Nº 4 Radiación Cósmica de Fondo

20 La radiación cósmica de fondo

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22 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 mk)

23 Comparación de los mapas elaborados cpn COBE y con WMAP Resultados del WMAP Las primeras estrellas se formaron 200 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

24 Dato Nº 5 Estructura de gran escala

25 El universo a diferentes edades

26 Distribución de materia a gran escala

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29 Modelo Big bang: un Universo en expansión

30 I- El principio cosmológico Fig. 19.7, Fundamental Astronomy 5 th. Ed. The cosmological principle. In the small circle (A) about the observer (O) the distribution of galaxies does not yet represent the large-scale distribution. In the larger circle (B) the distribution is already uniform on the average Figure 26.2, Astronomy Today. Diagram of galaxies contained within an enormous cube, 300 Mpc on a side. Cosmologists believe that the contents of such a cube would look pretty much the same no matter where we placed the cube in the universe. El número de galaxias encerradas sería el mismo, o sea unas , exceptuando las más dábiles (enanas elípticas y las irregulares).

31 El principio cosmológico La cosmología moderna se apoya en el principio cosmológico, el cual parece ser consistente con las observaciones: el universo es homogéneo e isotrópico (a escalas de cientos de Mpc). Homogeneidad: el universo luce igual independientemente del lugar desde donde lo observe. Isotropía: el universo luce igual independientemente de la dirección según la cual lo observe. Implica que el universo no tiene un fin ( borde ), ni un centro.

32 II- La paradoja de Olbers Cada noche que miramos al cielo y notamos su oscuridad, estamos realizando una observación cosmológica, tan simple como profunda. Si el universo fuera homogéneo, isotrópico, infinito e invariante, en cualquier dirección que observemos, nuestra visual debería encontrarse con una estrella. En consecuencia, el cielo nocturno debería ser brillante en toda su extensión (cada punto del cielo debería brillar como la superficie del Sol, dado que el brillo superficial no depende de la distancia). (Fig. 26.3, Astronomy Today). Fig. 19.1, Fundamental Astronomy 5 th. Ed. The Olbers paradox. A two-dimensional analogy can be found in an optically thick pine forest where the line of sight meets a trunk wherever one looks. (Photo M. Poutanen and H. Karttunen)

33 La paradoja de Olbers La diferencia obvia entre esta predicción y la apariencia real del cielo nocturno se conoce como la paradoja de Olbers, gracias a Heinrich Olbers (S. XIX), quien popularizó una idea que ya había sido notada en el S. XVI por Thomas Digges, y en el S. XVII por Johannes Kepler, entre otros astrónomos. La explicación moderna es que las estrellas solamente han existido por un tiempo finito, de forma que la luz de las estrellas muy distantes aún no ha tenido tiempo de alcanzarnos: el universo podría ser infinito, pero debe tener una edad finita. Además, el universo ha evolucionado con el tiempo.

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35 El Big Bang Resumen de la Historia del Universo 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 32 Era de Cosmología cuántica donde el Universo ocupaba el tamaño de un nucleón Quark <10-23 s >10 55 >10 22 Poblado densamente con quarks libres Hadron <10-4 s >10 14 >10 12 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 <10-22 <3000 & Condesanción de quasars y cúmulos de galaxias Presente 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

36 Predicción Nº 1 Enfriamiento del universo Competencia entre materia y energía

37 Dominio de energía y materia T(t) T recomb 1 z 1 z recomb

38 Densidad de la materia y T

39 Epóca dominada por la radiación Acoplamiento materia - radiación Recombinación y Desacople materia - radiación

40 Predicción Nº 2 Radiación Cósmica de Fondo (CMBR) Predicha en 1948 por George Gamow, Ralph Alpher y Robert Herman. Descubierta en 1964 por Arno Penzias and Robert Wilson de Bell Laboratories

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42 Anisotropías en CMBR = 0.3 = 1 Buen ajuste de datos observaciones con 1

43 Predicción Nº 3 Abundancia de Helio primordial

44 Abundancia del Helio Resumen de diferentes determinaciones [He]/[H] Medio interestelar y estrellas jóvenes Galaxias normales cercanas Nube Mayor de Magallanes Nube Menor de Magallanes Galaxias lejanas Promedio / La producción en las estrellas puede explicar

45 La física de partículas Sustancias básicas: elementos Elementos son distintas especies de átomos Átomos constituídos por Núcleo: protones (p + ) neutrones (n 0 ) Electrones (e - ) Toda la materia ordinaria constituída por estas 3 partículas

46 Antimateria A toda materia se asocia antimateria electrón positrón protón antiprotón neutrón antineutrón MATERIA + ANTIMATERIA RADIACIÓN

47 Subestructuras

48 Quarks y leptones Baryons + Mesons = Hadrons

49 Las fuerzas fundamentales

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51 La Unificación de las Fuerzas

52 El Big Bang Resumen de la Historia del Universo 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 32 Era de Cosmología cuántica donde el Universo ocupaba el tamaño de un nucleón Quark <10-23 s >10 55 >10 22 Poblado densamente con quarks libres Hadron <10-4 s >10 14 >10 12 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 <10-22 <3000 & Condesanción de quasars y cúmulos de galaxias Presente 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

53 La variación de Temperatura luego del Big Bang

54 Materia y Antimateria En el Universo primordial las partículas pueden ser creadas a partir de energía térmica. La materia y antimateria está en equilibrio con la radiación térmica. Esto ocurre si: kt > mc 2 energía térmica media masa en reposo de la partículas Partículas y antipartículas son creadas y aniquiladas. Cuando la temperatura cae, la tasa de creación de partículas disminuye. En este límite dejan de crearse partículas y antipartículas, sólo se aniquilan y decaen. Si hay una pequeña asimetría en la tasa de decaimiento de partículas y antipartículas, primará la materia o antimateria.

55 El triunfo de la materia Para el protón, la temperatura límite es de K, correspondiente a t 10-5 s. Hubo un exceso de materia sobre la antimateria de 1 parte en Todo lo que conocemos esta formado por la esa pequeña parte de materia en exceso!!! Los protones se mantiene estables por tener una vida media de años. En cambio los neutrones decaen con una vida media de 890 s.

56 Protones y Neutrones Protones y neutrones se mantenían en equilibrio a través de las reacciones La mayor masa del neutrón implica que en el equilibrio térmico hubiera un preponderancia de protones, que se puede estimar con la distribución de Boltzman m p - masa del protón m n - masa del neutrón N N n p ( m exp n kt m p ) c Const. Boltzman: k = 8.6 x MeV/K 2

57 Protones y Neutrones Mientras la energía térmica fue superior a la diferencia de masas entre protón y neutrón, las reacciones anteriores mantenían la razón neutrones/protones en equilibrio. Dif. de masas m = 1.3 MeV T > 1.5x10 10 K, t < 1 s La razón neutrones/protones era: N n /N p = 1/e = 0.36 Las reacciones finalmente cesaron cuando dejaron de producirse pares electrón-positrón (m e = 0.5 MeV, T = 6x10 9 K, t ~ 10s). Solo se produjo el decaimieto de los neutrones (t media = 890s) Si no hubieran otras reacciones que estabilizaran a los neutrones todo el Universo sería de Hidrógeno!!!

58 Nucleosíntesis primordial 1 era etapa: La formación del Deuterio La reacción que estabiliza los neutrones es la formación del Deuterio (d - 2 H) Si bien la reacción es exotérmica ( E = 2.2 MeV), mientras la temp. fuera alta la reacción se produce en ambas direcciones. Cuando T = 10 9 K (kt = 0.1 MeV, t ~ 100s), la reacción tiende a la formación de Deuterio. Por decaimiento de neutrones N n /N p = (1 neutrón por cada 7 protones)

59 Nucleosíntesis primordial 2 da etapa: La formación del Helio Como kt < 0.1 MeV y E total = 28 MeV, la reacción solo se produce en un sentido.

60 Cuánto He se formó? Si N n /N p = N n /(N p +N n ) = 12 % N p /(N p +N n ) = 88 % Si por cada neutrón en el núcleo de Helio se requieren 1 protón, la abundancia del He respecto a H [He]/[H] = 24 % Otra forma de estimarlo: Si por cada neutrón había 7 protones, para formar un átomo de Helio se requiere 2 neutrones, por tanto debía haber 14 protones, 2 terminan en el núcleo de Helio y 12 mas quedan libres. La razón en masa será [He]/[H] = 4 / 12 = 25 %

61 Nucleosíntesis primordial 3 era etapa: Los elementos livianos La formación prosigue por absiorción de neutrones, pero la falta de núcleos estables con númeo de masa atómica 5 y 8, imposibilitó la formación de elementos mas pesados. El fin de la Nucleosíntesis primordial!

62 Qué nos dicen las observaciones?

63 Formación de estructuras

64 La dinámica del Universo

65 Ecuación de Friedmann para la tasa de expansión H H constante de Hubble R - Factor de escala - densidad del Universo G, c - constantes k - constante de curvatura (1,0, 1) - Constante cosmológica q - parámetro de desaceleración para la desaceleración 2 2 R R 8 G 3 3 kc R 2 R 4 G 3p qh 2 R 3 c 3 2 2

66 Universo dominado por la materia en el p = 0 y = 0 Universo plano q 0 = 0.5 k = 0 crit - densidad crítica q 0 H 2 0 presente 4 G 3 0 crit 2 H 8 G x10 h [ g / cm ] h constante de Hubble normalizda crit h H 100[ km / s / Mpc]

67 Equivale a unos 5 átomos de H por metro cúbico

68 the biggest blunder Tensor energía impulso del vac Densidad del vacío Λ fue introducida por Einstein para obtener un universo estático, pues de acuerdo a la escasa evidencia observacional de la época el universo no se expandía.

69 Cuanto vale? Materia M Barionica Oscura

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71 Cuan cerca de la densida crítica?

72 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 Se favorece el modelo CDM

73 Ideas básicas de la Inflación Teoría propuesta por Alan Guth en 1982 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

74 Inflación

75 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

76 El problema del horizonte Si miramos en direcciones opuestas, en el límite del Universo observable, estas regiones estan separadas a una distancia de 2 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.

77 El problema del horizonte Antes de la inflación (a t s), el horizonte de las partículas tenía un radio de R m Esta es la región del Universe que esta conectado por causalidad. Luego de la inflación (a t s), esta región aumentó a m La expansión normal comenzó El Universo se expandió por otro factor de 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.

78 La solución al problema del horizonte por la Inflación

79 Expansión

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81 Expansión acelerada Constante cosmológica 0 Densidad energética del vacío 8 G vacío Presión del vacío p vacío

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83 Combinando resultados de SN, CMBR y Cumulos de Galaxias

84 Estado de Cuenta de Universo: CDM (cold dark matter con constante cosmológica)

85 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 millones La expansión del Universo Si el Universo es plano y compuesto mayoritariamente de materia, la edad la podemos estimar como t = 2/3H 0 Si la densidad de materia es muy baja t = 1/H 0 Lo que implica valores entre 12 y 14 mil millones de años. Una crisis de edad?

86 Enanas blancas en M4

87 Comparando resultados Las estrellas mas viejas La expansión del Universo 12 a 13 mil millones de años de antigüedad Tomando en cuenta la contribución de la materia y y tomando =1, se estima una edad de 13.7 miles de millones de años (con un error de 1%).

88 Las tres grandes etapas del Universo Dominado por la radiación t < años y temperatura > K. Expansión t 1/2 Dominado por la materia t > años y temperatura < K Expansión t 2/3 Dominado por la constante cosmológica Expansión con crecimiento exponencial

89 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

90 Resumiendo (I) Datos a tomar en cuenta: 1. Distribución isotrópica de galaxias 2. Expansión del Universo 3. Materia Oscura 4. Radiación cósmica de fondo 5. Estrucutura de grans escala del Universo

91 Resumiendo (II) Modelo: Big bang: un Universo en expansión Consecuencias: Explicación de la paradoja de Olbers Predicciones 1.Enfriamiento del universo 2.Radiación Cósmica de Fondo 3.Abundancia de Helio primordial

92 Resumiendo (III) Modelo Inflacionario: Universo plano Cuanto vale? Como se compone? La constante cosmológica y La presión negativa del vacío La expansión acelerada del Universo