Cosmología Observacional

Lo que sabemos hoy (o nos creemos)1. El Universo es homogéneo e isótropo (Principio

Cosmológico)2. El Universo se expande de manera que la distancia entre

dos puntos crece como dD/dt ~ D (Ley de Hubble)3. El Universo se expande desde un estado inicial muy

caliente y denso (Big Bang)4. La expansión del Universo está determinada por su

contenido en masa/energía y la Relatividad General5. En escalas “pequeñas”(10-100 Mpc) se ha formado una

gran variedad de estructuras debido a la gravedad

Distancias

• Determinar distancias es fundamental en astronomía• Métodos:

1. Paralaje2. Candelas standard3. Tully-Fisher, Faber-Jackson4. Etc.

• A partir del redshift. Hace falta suponer un modelo cosmológico

Parámetros cosmológicos

• Constante de Hubble, H0 : v=H0d H0=100h km/s/Mpc

• Tiempo de Hubble, tH=1/H0 = 9.78×109 h-1 años ~ edad del Universo

• Distancia de Hubble, DH = c/H0 = 3000 h-1 Mpc

• Ecuación de campo de Einstein:

• La densidad de masa ρ y Λ determinan la evolución temporal de la métrica. En parámetros adimensionales:

2 2 2

2

8

3 3

R kc cG

R R

k curvatura (k=0, Universo plano)

Λ = constante cosmológica

02 20 0

8

3 3M

G

H H

Parámetros cosmológicos

• Un tercer parámetro es el de curvatura tal que:

• Estos tres parámetros determinan la geometria del Universo si es homogéneo, isótropo y dominado por materia.

• La densidad crítica (para que sea plano) es Ω=1 y corresonde a

7.5×1021 h-1 M /DH-3

• Hoy en dia se consideran tres modelos:

1M R

Nombre ΩM ΩΛ

Einstein-de Sitter

1 0

Baja densidad

0.05 0

Alta lambda

0.2 0.8

Distancias cosmológicas

http://www.astro.ucla.edu/~wright/CosmoCalc.html

Ver artículos por Wright y Hogg

Distancias cosmológicas

Diámetro angular

Distancias cosmológicas

Elemento de volumencomovil

La cosmología observacional abarca muchas líneas de investigación y métodos para determinar la estructura y evolución del Universo, así como entender la formación de galaxias, QSOs, primeras estrellas, etc.

Un método es el conteo de fuentes (galaxias) PARA:

•Determinar la densidad de materia •Determinar la geometría del Universo•Conocer la contribución de las distintas poblaciones de galaxias•Conocer la evolución de las galaxias

Observar galaxias a flujos muy bajos permite determinar Ω (en principio)

-4

-2

0

2

4

6

8

-10 -8 -6 -4 -2 0 2

Integral Source Counts at 60 m

IRAS countsOmega=0Omega=0.1Omega=1Omega=2

lg (

Nu

mb

er

/ sq

. d

eg

)

lg (Flux) {Jy}1mJy1Jy 1Jy

HII / L2 (2.3Jy)

ASTRO-F (20mJy)

GALEX M51

HDF

HDF (ISO 15m)

HDF (SCUBA 850m)

Mk241 (VSOP)3C216 (VSOP 5GHz)

100,000th Hubble 90 億光年 QSO

microwave Sub-mm 赤外 visible UV X- 線 - 線電波

波長 1km-1m 1mm-200m1cm 200m-2m 1nm100nm700-400nm 0.1A

•　 　電波波長 : AGN / Ellipticals•　 Sub-mm : ULIG (Elliptical?)•　 　赤外波長 : Spiral 銀河•　 Optical : 色々な銀河•　 X 　線波長 : AGN (QSO)•　 AGN

Number of galaxies, N (seen to sensitivity, S) = number density galaxies x volume (for all luminosities)Number of galaxies, N (seen to sensitivity, S) = number density galaxies x volume (for all luminosities)

Galaxy number density (all luminosities) - Luminosity Function

Volume depends on cosmology (Ho, o, ) o = 0, 1 easiest

The farthest galaxies you can see depends on the sensitivity

The Distance also depends on the cosmology (Ho, o, ) o = 0, 1 are the easiest.

N (S) dL (L,z) dV0

z(L ,S )

0

d*

ddL

*L

L *

1

exp 1

2 2 lg2 (1 L / L*)

S obs

L e

4 DL2 (1 z)

L o

4 DL2

e L e

o L o

V 1, 0 1

3

2c

Ho

3

1 1 z 1/ 2 3

dV

dz

c

Ho

DL2

(1 z)2 (1 z)2(1mz) z(2 z)

D L 0 c

Hoz 1

z

2

DL ( 0) 2c

Ho2z 2 (1z)1/ 2 1

DL 1 2c

Hoz 1 1 z 1/ 2

DL c

Ho

(1 z) dz

(1 z)2(1mz) z(2 z)o

z(L,S )

Evolución

S obs

L o

4 DL2

f (z) K(z)

N (S) L

f (z)

g(z)

dV

dz0

z(L ,S )

0

dz d lg L d*

• EVOLUCIÓN EN DENSIDADGalaxias más numerosas en el pasado

• EVOLUCIÓN EN LUMINOSIDADGalaxias más luminosas en el pasado

Parametrizar evolución en luminosidad ~ f(z)Parametrizar evolución en densidad ~ g(z)

Evolution:increases z(L,S)

Optico

Galaxias azules débiles (baja luminosidad) eran más numerosas en el pasado.

Evolución morfológica en el visibleE/S0Total Sabc Sd/Irr

I=22.5

I=23.5

I=24.5

I=25.5

Distribuciones de redshift

• Efecto Butcher Oemler – Cúmulos de bajo redshift tienen más galaxias rojas que azules

• Relación morfología – densidad – Regiones densas en cúmulos tienen una proporción más alta de

galaxias rojas que las menos densas

Differential K-Band Counts

K-Band Galaxy CountsAll GalaxiesNormal GalaxiesElliptical GalaxiesStarburst GalaxiesAGN

2

2.5

3

3.5

4

4.5

5

5.5

14 16 18 20 22

K mag

lg(d

N/d

S)

{de

g-2 m

ag-1

}

Conteo de fuentes en el infrarrojo cercano

NIR• Emisión de estrellas frias• Población vieja• Flujos altos E/S0 ~ 50%• Se traza la masa estelar

Conteo de fuentes en el infrarrojo lejano (FIR)

M82, 3.3Mpc

1

1.5

2

2.5

3

3.5

4

0.1 1 10 100 103

M82 Star Forming Galaxy

lg(

F)

{Wm

-2}

wavelength {m}

PolvoEmision FIR: UV de estrellas OB jóvenes Absorbida por polvo Re-emitida en el FIR (cuerpo negro)

• Importancia del POLVO• Gal. normales: LIR/Lopt - 30%.• Starburst LIR/Lopt - 50-90%.• ULIG – Nueva población LIR/Lopt - 90-99%• IR – Fuerte evolución - Formación estelar.• 50%-60% Formación estelar en el Universo es en el IR.

Infrared Space ObservatoryISO, 11/1995-5/1998

ISO 15m Differential Counts

-2

-1

0

1

2

3

-6 -5 -4 -3 -2 -1 0 1 2

ISOCAM ELAISshifted 12umAll ComponentsNormal GalaxiesStarburst GalaxiesUltraluminous GalaxiesSeyfert 1 GalaxiesSeyfert 2 Galaxies

Diff

rent

ial C

ount

s

lg(Flux) {Jy}

ISO 15m Integral Counts

0

2

4

6

8

10

-5 -4 -3 -2 -1 0 1 2

lg (Flux) {Jy}

All ComponentsNormal galaxiesStarburst GalaxiesUltraluminous GalaxiesSeyert 1 GalaxiesSeyfert 2 Galaxies

HDF P(D)

HDF (PRETTI)

HDFLockman-Deep

ELAIS

IRAS

lg (

Num

ber

/ ste

r

ISO 170m Integral Counts

-1

0

1

2

3

4

-3 -2.5 -2 -1.5 -1 -0.5 0 0.5 1

Integral Counts at 170um (g=220 (pure gaussian)Levol (k=40) at peak z = 2.5

Lockman HoleLockman Hole (Fluc. anal.)FIRBACKAll ComponentsNormal GalaxiesStarburst GalaxiesUltraluminous GalaxiesSeyfert 1 GalaxiesSeyfert 2 Galaxies

lg (

Num

ber

/ sq.

deg

)lg (Flux) {Jy}

-3

-2

-1

0

1

2

3

4

5

-4 -3 -2 -1 0 1 2

Integral Counts at 90um (g=220 (pure gaussian)Levol (k=40) at peak z = 2.5

IRASELAISLockman HoleLockman Hole (fluc. anal.)All ComponentsNormal GalaxiesStarburst GalaxiesUltraluminous GalaxiesSeyfert 1 GalaxiesSeyfert 2 Galaxies

lg (

Num

ber

/ sq.

deg

)

lg (Flux) {Jy}

ISO 90m Integral Counts

• Conteos a 7-200m• Fuerte evolución• Dominan LIG/ULIG pop.

Conteo de fuentes en el infrarrojo lejano (FIR)

Conteo en Submilimetricas

0

1

2

3

4

5

6

-6 -5 -4 -3 -2 -1

850um　Galaxy　Contributionsby　Source　Luminosity

observedlgLfir/Lo=8-9lgLfir/Lo=9-10lgLfir/Lo=10-10.9lgLfir/Lo=10.9-11.4lgLfir/Lo=11.4-12lgLfir/Lo=12-14Total Counts

lg (

Num

ber

/ sq

.deg

)

lg (flux) {Jy}

-4

-2

0

0 2 4 6 8 10

S-z　Distribution　

1012Lo　STFG

25um60um100um170um250um450um850um1mm

lg(F

lux)

{Jy

}

Redshift

• LBOL 1012Lo SFR>102-103Mo/yr • ~ 50 fuentes• Fuerte Evolución• Redshift medio ~ 2.5

• 850m SCUBA JCMT• Re-emision polvo • Muchas líneas de emisión de CO (rotacionales)• Acceso al Universo de alto redshift

-2

-1

0

1

2

3

4

1 10 100 103 104

Observed Frame

z=0z=1z=5z=10

lg (F

)

{W

m-2

}

Observed wavelength o {m}

850m

Conteo de fuentes en radio

2 poblaciones Brillantes (S1.4GHz ~ mJy)

• Elípticas radio emisoras • Agujero negro• sincrotrón S1.4GHz - ~ 0.3

Débiles (S1.4GHz ~ mJy) • Galaxias con formación estelar (STFG)• sincrotrón de SNR• S1.4GHz - ~ 0.8

flujos sub-mJy - (Starburst Galaxies)• <z>~0.3 contrapartidas a alto z de las galaxias con formación estelar en el IR• relación Radio-FIR (S60m ~90 S1.4GHz)

1

10

100

0.1 1 10

Differential Counts of Radio Sources

Total CountsEllipticalsStarburstStarburst (NE)

lg(d

N/d

S S3

/2)

{Jy3

/2/s

t}

lg(Flux) {mJy}

Hopkins et al. 1999

Conteo de fuentes en rayos X

Manners 2003

Brillantes en (0.5-2keV) Población dominante - Quasars S (0.5-2keV) < 10-14 ergs cm-2 s-1

nueva población débiles NELGs (Starbursts / AGN) Densidad ~ 1000-2000/sq.deg.

McHardy et al 1999

Pearson et al 1997

Luz de fondo (background emission)