Temario

n Big Bang n Radiación de fondo n Principio cosmológico n Evolución del Universo

• Distancias • Movimientos y tiempos • La Radiación • Los Planetas • Las Estrellas • Las Galaxias • El Universo

El Universo profundo

FIA 0111 Nelson Padilla

Ley de Hubble

Se descubrió observacionalmente que las galaxias distantes se están alejando de la nuestra: expansión del Universo. Además, cuánto más lejos está una galaxia, su velocidad de recesión es más elevada. Este “redshift cosmológico” es la ley de Hubble, que sirve para medir distancias a las escalas más grandes.

Ley de Hubble

V = Ho D

Ley de Hubble

Debate sobre el valor de la constante de Hubble.Hasta hace menos de 20 años, el valor de la constante de Hubble Ho se debatía entre dos valores:

• Ho = 100 km/s/Mpc – de Vaucouleurs et al.• Ho = 50 km/s/Mpc – Sandage et al.

Esto significa que no conocíamos la escala del Universo con un factor de dos!Ahora se mide un valor intermedio Ho = 70 km/s/Mpc.

V = Ho D

V = c z Medir de maneraindependiente

(1 + z) = λo/λe D = cz/Ho

Supernovae Tipo I y IIn SN tipo I provienen de estrellas binarias que intercambian masa. Son las mas luminosas, y

no queda nada de la explosión. No tienen líneas de H, y sus curvas de luz tienen un peak muy brillante, para luego decaer lentamente.

n SN tipo II son estrellas jóvenes y masivas que colapsan y explotan, quedando una NS o un BH como resto. Las SN II tienen líneas de H, y sus curvas de luz tienen un plateau, antes de decaer lentamente.

n Las SN I son las “standard candles” mas importantes a grandes distancias (escalas cosmológicas). Las SN II también pueden ser usadas para medir distancias.

Las escalas más grandes del Universo

Escala de Distancias

redshift

n Resumen: La escala de distancia es de importancia fundamental en la Astronomía. Las incertezas se acumulan a medida que nos vamos más lejos.

El Universo

Horizonte• Limitaciones del espacio-

tiempo. • Hay dos maneras de perder una

cita: en espacio y en tiempo. • Horizonte de eventos: no

podemos ver más allá. • La luz tiene una velocidad finita. • La región visible se incrementa

con el tiempo. • E.g.: explotan 3 SN A, B y C al

mismo tiempo, pero en distintos lugares. Primero vemos A, luego B, y luego C. Las B y C estaban más allá de nuestro horizonte cuando vimos a A.

• Principio de causalidad.

tiem

po

espacio

noso

tros

C B A

Evidencia del Big Bang

Evidencia del Big Bang

1. Expansión del Universo

2. Radiación de fondo

3. Nucleosíntesis primordial

Ley de Hubble V = Ho D

El Big Bang

Universo en expansión: modelos posibles

Paradoja de Olbers

Cómo se ve el Universo si es infinito? El cielo nocturno es oscuro. Por qué es así, si cualquier línea de visual choca con una estrella de una galaxia tarde o temprano? Olbers: el cielo debería ser tan brillante como la superficie de una estrella. Solución: no vemos todo el Universo, vemos sólo una región finita. i) No ha habido tiempo para ver “todo” el Universo, ii) la expansión del Universo no deja que nos llegue toda la luz.

2. Radiación de Fondo de Microondas• La Gran Explosión produjo radiación. Como el Universo se

expande, esa radiación está altamente corrida hacia el rojo. • Esa es la radiación de fondo de microondas (CMB), es

isotrópica. El Universo se enfrió hasta hoy que T = 2.7 K. • La radiación del CMB que llena el Universo fué observada

por Penzias y Wilson en 1963 Prueba del Big Bang y Premio Nobel.

Radiación de Fondo

Cuerpo Negro con T=2.726 K

Mapas de la Radiación de Fondo

El satélite WMAP en el 2003 mejoró la resolución de los mapas del satélite COBE de 1997. Ahora sabemos cuál es el tamaño de las fluctuaciones primordiales que dieron orígen a las estructuras (cúmulos y galaxias) en el Universo.

Mapas de la Radiación de Fondo

Experimento Boomerang en la Antártida. Si tuviéramos ojos sensibles a las microondas, el cielo se vería así.

Radiación de Fondo

de Microondas

Radiación de Fondo

de Microondas

Las observaciones nuevas de los últimos satélites Planck y WMAP indican que el Universo es plano.

Planck

3. Nucleosíntesis Primordial• Producción de elementos en el Big Bang. • Unos 3 minutos después del Big Bang,

cuando el Universo se expandió y enfrió, las partículas elementales (protones y neutrones) chocan para formar núcleos de H, He, y Li.

• El resto de los elementos nace mucho más tarde en las estrellas.

Nucleosíntesis Primordial: Producción de elementos

Nucleosíntesis Primordial: Producción de elementos

Algunos Problemitas…Recordemos a Albert Einstein: e = mc2

1. Materia normal: o materia bariónica (hecha de protones, neutrones, electrones, etc) constituye sólo el 5% del total de la densidad de energía del Universo. Dónde está el otro 95%?

2. Materia Oscura: un 20% del total de la densidad de energía del Universo está en la forma de materia oscura. No la podemos detectar, pero sabemos que está presente por su efecto gravitacional (la necesitamos para explicar la formación de estrcturas, la dinámica de galaxias y cúmulos de galaxias, etc). No sabemos qué es la materia oscura, podría ser bariónica o no bariónica.

3. Energía Oscura: compone un 75% del total de la densidad de energía del Universo. El efecto es que causa una aceleración de la expansión del Universo. No sabemos que es ni entendemos la física de la energía oscura.

La Astrofísica es una descripción del Universo, y todavía nos queda mucho que aprender…

Algunos Problemitas…

Hoy

Hace 13.7 Gyr

Componentes del Universo: Energía Oscura Λ ?

Sólo Materia Oscura Fría

Energía Oscura

y Materia Oscura Fría

tiempo

Evolución del Universo

El Big Bang

Universo en expansión: modelos posibles

El Universo Relativista

• La relatividad general de Einstein predijo el Big Bang.

• Cuánto más lejos observamos, más se acercan las velocidades de los objetos a la velocidad de la luz.

• Redshifts cosmológicos. • Los quásares y las galaxias más

distantes.

Redshift V/c Dist (Mpc) T (Myr)0 0 0 0

0,01 0,01 40 1290,05 0,05 193 6130,1 0,1 372 11580,2 0,18 697 20800,5 0,39 1468 39611 0,6 2343 5619

1,5 0,72 2940 64932 0,8 3381 70193 0,88 4000 76065 0,95 4733 8101

10 0,98 5587 84541000 ~0.99 ~9000 ~13000

T

z

Evolución del Universo

Evolución del Universo

• Densidad crítica Ω=ρ/ρcrítica

Donde ρcrítica es la densidad que se necesitaría para cerrar el Universo.

• Hoy tenemos Ωo=ρo/ρcrítica • Observacionalmente Ωo=0.25 • Densidad Crítica = 14 átomos de H por metro cúbico. • Sumando todo, hoy habría sólo 2 H/m3

Evolución del Universo• Dos futuros • El destino del Universo está determinado por la densidad

promedio de materia.

ρ > ρcrítica Cerrado (ligado) ρ = ρcrítica Justo Cerrado ρ < ρcrítica Abierto (desligado)

• Consecuencia interesante: Si Ω=1 entonces la energía cinética es igual a la energía potencial, la energía total es cero. El Universo nace de la nada, y no habría nada que hacer para generar un Universo.

Geometría del Espacioa) Curvatura positiva:

• la densidad del Universo es mayor que la densidad crítica. • se aplica la geometría esférica, • las líneas paralelas eventualmente convergen, • la suma de los ángulos de un triángulo es mayor que 180 grados. • volumen finito.

b) Curvatura cero: • la densidad del Universo es igual a la densidad crítica. • se aplica la geometría plana, • las líneas paralelas nunca se juntan, • la suma de los ángulos de un triángulo es igual a 180 grados. • volumen infinito

c) Curvatura negativa: • la densidad del Universo es menor que la densidad crítica. • se aplica la geometría hiperbólica, • las líneas paralelas eventualmente divergen, • la suma de los ángulos de un triángulo es menor que 180 grados. • volumen infinito.

Geometría del Espacio

Comportamiento de dos haces de luz paralelos en distintos universos.

Geometría del Espacio

Aunque en escalas pequeñas parece plana, la Tierra es esférica.

Evolución del Universo

Evolución del Universo

2015

2022

Evolución del Universo

El Principio Cosmológico

El Universo es homogéneo e isotrópico.

• Homogéneo significa que no hay ningún lugar privilegiado, si estuviéramos en otro lugar, el Universo se vería igual.

• Isotrópico significa que no hay ninguna dirección privilegiada, hacia cualquier dirección que veamos, el Universo se vería igual.

El Universo Relativista

• Asumiendo este principio cosmológico, la relatividad general de Einstein predijo el Big Bang.

• Cuánto más lejos observamos, más se acercan las velocidades de los objetos a la velocidad de la luz.

• Redshifts cosmológicos. • Los quásares y las galaxias más

distantes.

Distancias en cosmología relativista

• En general:

donde a(t) y k pueden ser cualquier cosa. • Espacio plano estático: a(t)=1, k=0, lo cual

nos deja: dΣ2= dr2 + r2 dΩ2, o sea la distancia euclídea. 46

Nacimiento de las estructuras en el Universo

Primero aparecen fluctuaciones pequeñas, que despues crecen (escenario “bottom-up”).

Simulación STAND Centro de Astro-Ingeniería UC

0

5

10

15T (m

iles

de m

illon

es d

e añ

os)

n Orígen de la materia

n Formación de la Vía Láctea

n Formación de la Tierra

n Nacimiento de la Vida

n Presente

Radiación

Materia

Galáctica

Estelar

Planetaria

Química

Biológica

Cultural

?

Evolución Cósmica

10000000000 años el Sol se muere

20000000000 años la galaxia se fusiona con Andrómeda

10000000000000 años las estrellas enanas se enfrían

100000000000000 no se forman mas estrellas convencionalmente

1000000000000000 años los planetas se dispersan

10000000000000000 años estrellas se forman por colisiones de enanas marrones

10000000000000000000 años el Sol se evapora de la galaxia

10000000000000000000000000000000000 años agujeros negros de tamaño galáctico: la era de agujeros negros

1000000000000000000000000000000000000000000 años decae la materia (protones, neutrones)

10000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000 años se evaporan agujeros negros de masas estelares

>10**100 años: la era de la oscuridad

El Futuro Lejano

Energía Oscura: la clave de nuestro destino final.

• Ecuación de estado p = w * ρ

• si w=-1 tenemos constante cosmológica y tenemos la muerte por enfriamiento (en t=∞)

• pero si w

Big Rip

• En el big-rip la expansión se vuelve infinita.

w=-1.5, H0=70km/s/Mpc, Ωm=0.3 =>trip=22mil millones de años

• Pero 60 millones de años antes del fin, la Vía Láctea se desarmaría.

• 3 meses antes del fin, se desarma el sistema solar • minutos antes, la tierra se desarma (y el sol también) • unos instantes antes, los átomos se desarman.