Origen y Evolucin del UniversoGonzalo TancrediDepto. Astronoma - Fac. Ciencias

Hubble Deep FieldFormacin de GalaxiasCosmic Microwave Background RadiationModelo de Big Bang Inflacionario

Hubble Deep Field10 das consecutivos de observacin -150 rbitas (1995)HDF-N en Osa Mayor (Gran cucharn Big Dipper)Campo de 5.3 arcmin2Magnitud lmite V ~ 30

Observando no ms lejos pero si ms dbil

Censo de objetos~ 3000 Galaxias en regin del visible40% de las galaxias son irregulares, peculiares o en fusin< 40 estrellas de la secuencia principal del disco y del Halo150 corrimientos al rojo medidos2 supernovas

La escalera de distancias

Tipos de SN

La curva de luz de las SNSuperposicin de la curva de luz de 22 SN

Estimando distancias con SNMagnitud absoluta presenta poca dispersin.Buena correlacin entre magnitud del mximo y log. de velocidad de recesin (v220).

La relacin Tully-FisherVincula el ancho de la lnea de 21cm o de Ha con la magntiud absoluta de una galaxia. El ancho de Ha se usa para determinar Vrot, que estar relacionada por la Ley de Kepler con la Masa, esta con la Luminosidad y la Mabs.

Ley de HubbleLey de Hubble con estimaciones de distanciabasadas en SN tipo IaH0 = 67 10 km/s/MpcLey de Hubble con estimaciones de distanciabasadas en relacin de Tully-Fisher

Relatividad GeneralLa mtrica del espacio tiempoPara un espacio Euclidoen coordenadas esfricasPara un espacio curvoDonde Sk() = sinh para k = -1 Hiperblico para k = 0 Planosin para k = 1 Esfrico

para k = 0, = rR(t) factor de escala

La curvatura del espaciok =- 1k = 0k = 1

Expansin del Universod elemento de distacia a lo largo del rayo de luzR(t) factor de escalac vel. luz

Corrimiento al rojoConsidero luz de long. l, frecuencia n y perodo P.Supongo un par de rayos emitidos en dos mximos consecutivos a t1 y t1 + Pem. Los dos rayos sern recibidos a t0 y t0 + Prec. Igualando la longitud de los caminos, llegamos aEl corrimiento al rojo z lo calculamos comoConsiderado como una velocidad de recesin

Record en distanciasGalaxia ms distante z=6.56Quasar ms distante z=6.4Lyman en reposo =1216

Rotacin de las GalaxiasVelocidad constante a grandesdistancias. No se aprecia cadakepleriana por masa central.Halo de materia oscura(NO agujeros negros o estrellas neutronicasSI ? estrellas de baja masa, enanas marrones)

La radiacin csmica de fondo

Anisotropas de la Radiacin Csmica de FondoMapa 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)

Comparacin de los mapas elaborados cpn COBE y con WMAPResultados del WMAP Las primeras estrellas se formaron 200 millones de aos luego del Big Bang. La radiacin csmica de fondo se origin 379,000 aos despus del Big Bang. H0 = 71 4 km/sec/Mpc

Anisotropas en CMBR = 1 = 0.3 1Buen ajuste de datosobservaciones con

Formacin de estructuras

Distribucin de materia a gran escala

La dinmica del Universo

Ecuacin de FriedmannH constante de HubbleR - Factor de escala- densidad del UniversoG, c - constantesk - constante de curvatura (1,0,1)- Constante cosmolgicaq - parmetro de desaceleracinpara la tasa de expansinpara la desaceleracin

Universo dominado por la materia en el presente crit - densidad crticah constante de Hubble normalizdap = 0 y = 0Universo plano q0 = 0.5 k = 0

Cuanto vale ?

Cuan cerca de la densida crtica?

Dominio de energa y materiamat R-3ene R-3 R-1= R-4

Densidad de la materia y T

Epca dominada por la radiacinAcoplamiento materia - radiacinRecombinacin y Desacople materia - radiacin

Breve referencia a fsica de partculastomos constituidos por nucleones: protones + neutroneselectronesNucleones constituidos por 3 quarks Materia barinica2 quarks MesonesBariones + Mesones = HadronesLeptones: e-, muones, tau y neutrinosMateria + Antimateria = Radiacin

El Big Bang

Resumen de la Historia del Universo

Epoca

Tiempo

Densidad [g/cm3]

Temperatura (K)

Evento

Big Bang

0

~ infinitamente alta

Extremadamente alta

Origen del Universo

Planck

1094

>1032

Era de Cosmologa cuntica donde el Universo ocupaba el tamao de un nuclen

Quark

1055

>1022

Poblado densamente con quarks libres

Hadron

1014

>1012

Aniquilacin de materia y antimateria

Lepton

10-4 s a 1 s

1014-105

1012 - 1010

Rpida expansin y enfriamiento; equilibrio trmico de electrones, positrones, neutrinos y fotones

Radiacin

1 s to 106 a

( 105 -10-22

1010 - 3000

Formacin de Helio y Deuterio; la radiacin se desacopla de la materia al finalizar la era

Materia

>106 a

Nucleosntesis primordial

Prediccin de abundancias

Materia Oscura Caliente o FraMateria barinica < 0.05(de nucleosntesis primordial)Materia no-barinica ~ 0.35(de estructura a gran escala y lentes gravitacionales)

Hot Dark Matter (HDM) Forma estructuras de grande a chico por fragmentacin de grandes estructurasPartculas livianas muy energticas: neutrinosCold Dark Matter (CDM) Forma estructuras a partir de agrupaciones pequeas. Partculas masivas: partculas supersimtricas (WIMPS) y axiones

Se favorece el modelo CDM

Ideas bsicas de la InflacinTeora propuesta por Alan Guth en 1982Guth postul una Epoca InflacionariaExpansin muy rpida y exponencial del UniversoOcurri en el interval, t=10-37-10-32sEl Universo se expandi por un factor de 1040-10100 durante ese tiempo!Qe causo la inflacin? Fluctuaciones en campos cunticos

Inflacin

La resolucin de los problemas cosmolgicos con la InflacinEl problema de la chatura The Flatness ProblemConsidero una superficie curvadaAhora la expando por un enorme factorLuego de la expansin, se ver localmente planaPor tanto, la inflacin predice un Universo que es no distinguible de uno plano

El problema del horizonteSi miramos en direcciones opuestas, en el lmite 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 cmo pueden estar en equilibrio trmico sino se podan comunicar entre s?

En el momento de la recombinacin, el tamao del horizonte en el cielo era de 1 grado.

El problema del horizonteAntes de la inflacin (a t10-37s), el horizonte de las partculas tena un radio de R10-29mEsta es la regin del Universe que esta conectado por causalidad.Luego de la inflacin (a t10-32s), esta regin aument a 1011 1059 mLa expansin normal comenz El Universo se expandi por otro factor de 1022 entre el final de la inflacin y el desacople (t=300,000 a)Por tanto, al momento del desacope, la regin conectada por causalidad era de al menos 1033 m en extensin!La inflacin predice que todo el Universo observable (y bastante mas all) se origin de una pequea regin conecteda por causalidad.Lo que resuelve el problema del horizonte.

La solucin al problema del horizonte por la Inflacin

Expansin

Expansin aceleradaConstante cosmolgica 0Densidad energtica del vaco

Presin del vaco

Combinando resultados de SN, CMBR y Cumulos de Galaxias

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

Cul es la edad del UniversoLas estrellas mas viejasEl ciclo de vida de las estrellas depende de la masa. Las estrellas menos masivas tienen una mayor duracin en la secuencia principal. Todas las estrellas de un cmulo 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 tenan estimaciones de edad de cmulos entre 11 y 18 mil millonesLa expansin del Universo

Si el Universo es plano y compuesto mayoritariamente de materia, la edad la podemos estimar comot = 2/3H0Si la densidad de materia es muy bajat = 1/H0

Lo que implica valores entre 12 y 14 mil millones de aos.

Una crisis de edad?

Enanas blancas en M4

Comparando resultadosLas estrellas mas viejas

12 a 13 mil millones de aos de antigedad

La expansin del Universo

Tomando en cuenta la contribucin de la materia y y tomando =1, se estima una edad de 13.7 miles de millones de aos (con un error de 1%).

Las tres grandes etapas del UniversoDominado por la radiacin t < 10.000 aos y temperatura > 30.000 K. Expansin t1/2Dominado por la materia t > 10.000 aos y temperatura < 30.000 KExpansin t2/3Dominado por la constante cosmolgica Expansin con crecimiento exponencial

Nuevas preguntas a partir de nuevas respuestas~5% del Universo constituido por materia conocida (barinica)~35 % materia oscura (materia no barinica)~60 % por energa oscura o energa del vaco

Cuanto queda por descubrir