Aceleración cósmica
energía oscura
1) Qué se midió.
2) La interpretación de las observaciones en
términos de energía oscura.
3) Interpretaciones alternativas.
y
Determinación de la composición del Universo a
partir del Diagrama de Hubble.
Consideramos un objeto a distancia (coordenada) r. La
luz que recibimos hoy (a(hoy) =1) fue emitida en el
instante te. El corrimiento al rojo
1 z 
1
a t e 
La luminosidad aparente es
l 
1
1  z 
2
r
2
La distancia luminosa
d L  1  z r
La magnitud
 dL 
m  M  5 Log 10 

25

 1 Mpc 
Para determinar la relación entre r y z hace
falta saber el valor de la constante de Hubble
H(t) en cada momento entre te y hoy.
z
r  c
0
dz
(espacio plano)
H z 

c
r
Sinh  H 0   c
H 0   c

z

0
dz 

H z 
(espacio abierto)
Según la teoría de la Relatividad, H(t) está
definida por la densidad de energía
H
2

8 G
3c
2

G es la constante de Newton.
La densidad de energía es la suma de las
contribuciones de la materia ordinaria,
radiación, energía oscura y curvatura
espacial.
  m  r    c
Cada componente varía de una manera
característica
 m t   1  z   m  hoy

 r t   1  z   r  hoy

3
4
  t      hoy

 c t   1  z   c  hoy
2
 r  hoy
   m hoy 

Se define la densidad crítica
 cr   m   r      c hoy
 cr  10
 30
g cm
-3
y para cada forma de energía

X

X
 cr
Por definición
m    c  r  1

Podemos determinar las abundancias relativas de
materia, radiación, curvatura y energía oscura si
podemos medir la relación entre magnitud
aparente y corrimiento al rojo mas allá del
régimen lineal.
Para eso es necesario un conjunto de velas
standard que abarquen las distancias requeridas
Supernovae como Velas Standard
Estrellas muy masivas estallan y se vuelven muy luminosas - tan
brillantes como todas las otras estrellas en su galaxia juntas.
Se las puede ver a distancias inmensas.
Su brillo aumenta rápidamente y se apaga lentamente,
produciendo una curva de luminosidad.
Se pueden calibrar algunas características de esta curva,
produciendo un indicador de distancia.
Supernovae tipo Ia
• Enana blanca absorbiendo masa de su compañera
en un sistema binario.
• Se acerca al límite de Chandrasekhar.
Supernovae tipo Ia
• Enana blanca absorbiendo masa de su compañera
en un sistema binario.
• Se acerca al límite de Chandrasekhar.
• Son lo bastante brillantes y homogéneas como para
servir como indicadores de distancia
• El análisis de las curvas de luminosidad muestra una
relación empírica entre el ancho de la curva y la
luminosidad máxima
• Las supernovae más brillantes declinan más
lentamente que las más débiles.
Estandarización
• Se han desarrollado métodos empíricos para corregir la
dispersión observada.
M B  M V  19.5
Los datos
m
z
Los datos
m
z
Los datos
m
z
Primer caso:  m  1
m
z
Primer caso:  m  1
m
z
Segundo caso:
c  1
m
z
Segundo caso:
c  1
m
z
Segundo caso:
c  1
vs
m  1
m
z
La sorpresa:    1
m
z
  1
vs
m  1
m
z
  1
vs
c  1
m
z
¿Podemos creer en este resultado?
¿Cuáles son las alternativas?
¿Un error en el experimento?
Muy
difícil.
Las
mismas
observaciones fueron hechas por dos
equipos independientes, llegando
exactamente a los mismos resultados.
¿Podemos creer en este resultado?
¿Un error en la interpretación del
experimento?
Esto es más delicado. Por ejemplo, podría
haber problemas en la determinación de
distancias, o alguna característica relevante
del medio intergaláctico que no estemos
teniendo en cuenta.
Más datos
 m  . 3,    . 7
 m  .3,    0
z
¿Podemos creer en este resultado?
¿Se conoce otra evidencia de la presencia
de energía oscura?
Indirectamente, sí. Las observaciones de la
radiación cósmica de fondo indican que la suma
de las formas de energía en el Universo
explican sólo el 30% del total. El resto sería
energía oscura.
Fuentes:
http://www.iafe.uba.ar/astronomia/mirabel/mirabel.htm
http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/hframe.html
http://www.mso.anu.edu.au/˜pfrancis/astr1001/
http://www.aip.de/People/Msteinmetz/classes/Cosmology_201
http://cfa-www.harvard.edu/cfa/oir/Research/supernova/HighZ.html
http://www-supernova.lbl.gov
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Energía Oscura