Origen y Evolución del Universo
Gonzalo Tancredi
Depto. Astronomía - Fac. Ciencias
• Hubble Deep Field
• Formación de Galaxias
• Cosmic Microwave Background
Radiation
• Modelo de Big Bang Inflacionario
Hubble Deep Field
• 10 días consecutivos de observación -150 órbitas (1995)
• HDF-N en Osa Mayor
(Gran cucharón – Big Dipper)
• Campo de 5.3 arcmin2
• Magnitud límite V ~ 30
Observando no más lejos pero si
más débil
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
La escalera de distancias
Tipos de SN
La curva de luz de las SN
Superposición de la
curva de luz de 22 SN
Estimando distancias con SN
Magnitud absoluta presenta
poca dispersión.
Buena correlación entre
magnitud del máximo y log. de
velocidad de recesión (v220).
La relación Tully-Fisher
Vincula el ancho de la línea de
21cm o de Ha con la
magntiud absoluta de una
galaxia.
El ancho de Ha se usa para
determinar Vrot, que estará
relacionada por la Ley de
Kepler con la Masa, esta con
la Luminosidad y la Mabs.
Ley de Hubble
Ley de Hubble con
estimaciones de
distancia
basadas en SN tipo Ia
H0 = 67 ± 10 km/s/Mpc
v  H 0d
Ley de Hubble con
estimaciones de
distancia
basadas en relación de
Tully-Fisher
Relatividad General
La métrica del espacio tiempo
d
Para un espacio Euclido
en coordenadas esféricas
Para un espacio curvo d 

sin 
para k = 0,  = r
2
2
 c dt  R ( t ) d 
2
d
R(t) – factor de escala
Donde Sk() = sinh 
ds
2
2
2
 dx  dy  dz
2
2
2
2
2
 dr  r ( d   sin  d  )
2
2
2
 d   S k (  )( d 
2
2
para k = -1 Hiperbólico
para k = 0 Plano
para k = 1 Esférico
2
2
2
 sin  d  )
2
2
k =- 1
La curvatura
del espacio
k=0
k=1
Expansión del Universo
d 
cdt
R (t )
d – elemento de
distacia a lo largo
del rayo de luz
R(t) – factor de escala
c – vel. luz
t0
  c
t1
dt
R (t )
Corrimiento al rojo
El corrimiento al rojo z
lo calculamos como
 rec   em
 em

 rec
 em
1  z
Considerado como una velocidad de recesión z  1  1  v / c  v
1 v /c
c
Considero luz de long. , frecuencia n y período P.
Supongo un par de rayos emitidos en dos máximos
consecutivos a t1 y t1 + Pem. Los dos rayos serán
recibidos a t0 y t0 + Prec. Igualando la longitud de los
caminos, llegamos a
R ( t1 ) Prec  R ( t 0 ) Pem
R0
R1

Prec
Pem

n em
n rec

 rec
 em
 1 z
Record en distancias
Galaxia más distante z=6.56
Lyman a en reposo =1216 Å
Quasar más distante z=6.4
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)
La radiación cósmica de fondo
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 100.000
(30 mK)
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.
• H0 = 71 ± 4 km/sec/Mpc
Anisotropías en CMBR
 = 0.3
= 1
Buen ajuste de
datos
observaciones con
 1
Formación de estructuras
Distribución de
materia a gran
escala
La dinámica del Universo
Ecuación de Friedmann

para la tasa de expansión
H
2
H – “constante” de Hubble
R - Factor de escala
- densidad del Universo
G, c - constantes
k - constante de curvatura (1,0,–1)
2
 
2
R
8

G

kc
 



 2
 R 
3
3
R
 
- Constante cosmológica
q - parámetro de desaceleración

para la desaceleración
qH
2
4 G 
3p  


  2 
R
3 
c  3
R
Universo dominado por la materia en el
presente
p=0y=0
2
q0 H 0 
Universo plano q0 = 0.5
4 G
3
0
k=0
crit - densidad crítica
 crit 
3H
2
8 G
 1 . 96 x10
 29
2
3
h [ g / cm ]
h – “constante” de Hubble normalizda
h
H0
100 [ km / s / Mpc ]
 0 . 67
 

 crit
¿Cuanto vale ?
  M  
 Materia   Barionica   Oscura
¿Cuan cerca de la densida crítica?
Dominio de energía y materia
mat  R-3
ene  R-3 R-1= R-4
T(t)  T recomb
1 z
1  z recomb
Densidad de la materia y T
Epóca dominada por la radiación
Acoplamiento materia - radiación
Recombinación y
Desacople materia - radiación
Breve referencia a física de partículas
• Átomos constituidos por
– nucleones: protones + neutrones
– electrones
• Nucleones constituidos por 3 quarks – Materia
bariónica
• 2 quarks – Mesones
• Bariones + Mesones = Hadrones
• Leptones: e-, muones, tau y neutrinos
• Materia + Antimateria = Radiación
El Big Bang
R e s u m e n d e la H is to ria d e l U n iv e rs o
E poca
T iem po
B ig B ang
0
P lanck
H adron
< 10
Lepton
10
-4
-43
-23
< 10
T em peratu ra (K )
E ven to
~ infinitam ente alta E xtrem adam ente alta O rigen del U niverso
< 10
Q uark
3
D en sidad [g/cm ]
-4
E ra de C osm ología cuántica donde el U niverso
ocupaba el tam año d e un nucleón
> 10
94
> 10
32
s
> 10
55
> 10
22
P oblado densam ente con quarks libres
s
> 10
14
> 10
12
A niquilación de m ateria y antim ateria
sa1s
6
R adiación
1 s to 10 a
M ateria
> 10 a
P resente
1 5 -20 x 10 a
6
14
1 0 -1 0
5
10
-22
10
 10 -1 0
< 10
9
5
5x10
-30
-22
-5 x 1 0
12
10
- 10
10
- 3000
< 3000 &
-31
3&
R ápida expansión y enfriam iento; equilibrio
térm ico de electrones, po sitrones, neutrinos y
fotones
Form ación de H elio y D euterio; la radiación se
desacopla de la m ateria al finalizar la era
C ondesanción de quasars y cúm ulos de galaxias
S e han form ado galaxias y estrellas; estrellas
todavía en form ación
# A l com ienzo de la era de la radiación era, cuando el U niverso tenía 1 s de edad y T = 10
5
3
3
1 0 g/cm , m ientra s que la densidad de m ateria de sólo 0.1 -1.0 g/cm
10
K , la densidad de radiación era de
& La tem peratura de la radiación cósm ica de fondo, que no esta m ás acoplada con la m ateria y su tem peratura
Nucleosíntesis primordial
Predicción de abundancias
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
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=10-37-10-32s
– El Universo se expandió por un factor de 1040-10100
durante ese tiempo!
• Qúe causo la inflación? Fluctuaciones en campos
cuánticos…
Inflación
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
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.
• El problema del horizonte
– Antes de la inflación (a t10-37s), el horizonte de las
partículas tenía un radio de R10-29m
– Esta es la región del Universe que esta conectado por
causalidad.
– Luego de la inflación (a t10-32s), esta región aumentó a
1011 – 1059 m
– La expansión “normal” comenzó… El Universo se
expandió por otro factor de 1022 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 1033 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.
La solución al problema del horizonte por la Inflación
Expansión
Expansión acelerada
• Constante cosmológica  0
• Densidad energética del vacío
  8 G  vacío
• Presión del vacío
p    vacío
Combinando
resultados de SN,
CMBR y Cumulos
de Galaxias
Estado de
Cuenta de 
Universo:
CDM
(cold dark matter
con constante cosmológica)
¿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 = 2/3H0
Si la densidad de materia es muy baja
t = 1/H0
Lo que implica valores entre 12 y 14 mil
millones de años.
¿Una crisis de edad?
Enanas blancas en M4
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%).
Las tres grandes etapas del
Universo
• Dominado por la radiación t < 10.000 años
y temperatura > 30.000 K.
Expansión  t1/2
• Dominado por la materia t > 10.000 años y
temperatura < 30.000 K
Expansión  t2/3
• Dominado por la constante cosmológica
Expansión con crecimiento exponencial
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 ……
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