18:00. Parte III: Cosmología

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Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Relatividad y Cosmología
José Antonio Pastor González
Universidad de Córdoba
Viernes 30 de noviembre de 2012
Introducción a la Cosmología
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Contenidos
1
Primeros hechos
2
Modelos de Robertson-Walker
3
Modelos de Friedmann
4
Último
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Contenidos
1
Primeros hechos
2
Modelos de Robertson-Walker
3
Modelos de Friedmann
4
Último
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Objetivo: modelar el Universo
Para ello:
Utilizaremos la relatividad general
Grandes simplificaciones: una galaxia será una partícula
en este modelo (trabajaremos a escala muy grande)
Así, cada galaxia estará representada por una línea en el
espacio-tiempo (es una partícula material)
Finalmente, trataremos el Universo como un fluido
(galaxias=moléculas)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Objetivo: modelar el Universo
Para ello:
Utilizaremos la relatividad general
Grandes simplificaciones: una galaxia será una partícula
en este modelo (trabajaremos a escala muy grande)
Así, cada galaxia estará representada por una línea en el
espacio-tiempo (es una partícula material)
Finalmente, trataremos el Universo como un fluido
(galaxias=moléculas)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Objetivo: modelar el Universo
Para ello:
Utilizaremos la relatividad general
Grandes simplificaciones: una galaxia será una partícula
en este modelo (trabajaremos a escala muy grande)
Así, cada galaxia estará representada por una línea en el
espacio-tiempo (es una partícula material)
Finalmente, trataremos el Universo como un fluido
(galaxias=moléculas)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Objetivo: modelar el Universo
Para ello:
Utilizaremos la relatividad general
Grandes simplificaciones: una galaxia será una partícula
en este modelo (trabajaremos a escala muy grande)
Así, cada galaxia estará representada por una línea en el
espacio-tiempo (es una partícula material)
Finalmente, trataremos el Universo como un fluido
(galaxias=moléculas)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Pero mejor... poco a poco
Estrellas
Estrellas: principales fuentes de luz visible (fusión nuclear)
Típica estrella: el sol (masa de 2 × 1030 kilos)
Estrellas más próximas: pocos años luz de distancia (1
parsec = 3,261 años/luz)
No nos valen como objetos básicos para hacer cosmología
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Pero mejor... poco a poco
Estrellas
Estrellas: principales fuentes de luz visible (fusión nuclear)
Típica estrella: el sol (masa de 2 × 1030 kilos)
Estrellas más próximas: pocos años luz de distancia (1
parsec = 3,261 años/luz)
No nos valen como objetos básicos para hacer cosmología
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Pero mejor... poco a poco
Estrellas
Estrellas: principales fuentes de luz visible (fusión nuclear)
Típica estrella: el sol (masa de 2 × 1030 kilos)
Estrellas más próximas: pocos años luz de distancia (1
parsec = 3,261 años/luz)
No nos valen como objetos básicos para hacer cosmología
Último
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Modelos de Robertson-Walker
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Pero mejor... poco a poco
Estrellas
Estrellas: principales fuentes de luz visible (fusión nuclear)
Típica estrella: el sol (masa de 2 × 1030 kilos)
Estrellas más próximas: pocos años luz de distancia (1
parsec = 3,261 años/luz)
No nos valen como objetos básicos para hacer cosmología
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Pero mejor... poco a poco
Galaxias
Agrupaciones de muchas estrellas por gravedad (vía
láctea = 1011 estrellas)
Diámetros enormes (radio vía láctea = 12,5 Kpcs)
No tenemos una imagen de la vía láctea (estamos en ella)
pero sí de otras galaxias vecinas
Objetos muy nuevos en el panorama astronómico
Objetos más visibles, impactantes y bonitos. En
cosmología no atendemos a su forma, estructura o
propiedades. Nos interesan como puntos.
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Pero mejor... poco a poco
Galaxias
Agrupaciones de muchas estrellas por gravedad (vía
láctea = 1011 estrellas)
Diámetros enormes (radio vía láctea = 12,5 Kpcs)
No tenemos una imagen de la vía láctea (estamos en ella)
pero sí de otras galaxias vecinas
Objetos muy nuevos en el panorama astronómico
Objetos más visibles, impactantes y bonitos. En
cosmología no atendemos a su forma, estructura o
propiedades. Nos interesan como puntos.
Último
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Modelos de Robertson-Walker
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Pero mejor... poco a poco
Galaxias
Agrupaciones de muchas estrellas por gravedad (vía
láctea = 1011 estrellas)
Diámetros enormes (radio vía láctea = 12,5 Kpcs)
No tenemos una imagen de la vía láctea (estamos en ella)
pero sí de otras galaxias vecinas
Objetos muy nuevos en el panorama astronómico
Objetos más visibles, impactantes y bonitos. En
cosmología no atendemos a su forma, estructura o
propiedades. Nos interesan como puntos.
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Pero mejor... poco a poco
Galaxias
Agrupaciones de muchas estrellas por gravedad (vía
láctea = 1011 estrellas)
Diámetros enormes (radio vía láctea = 12,5 Kpcs)
No tenemos una imagen de la vía láctea (estamos en ella)
pero sí de otras galaxias vecinas
Objetos muy nuevos en el panorama astronómico
Objetos más visibles, impactantes y bonitos. En
cosmología no atendemos a su forma, estructura o
propiedades. Nos interesan como puntos.
Último
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Modelos de Friedmann
Pero mejor... poco a poco
Galaxias
Agrupaciones de muchas estrellas por gravedad (vía
láctea = 1011 estrellas)
Diámetros enormes (radio vía láctea = 12,5 Kpcs)
No tenemos una imagen de la vía láctea (estamos en ella)
pero sí de otras galaxias vecinas
Objetos muy nuevos en el panorama astronómico
Objetos más visibles, impactantes y bonitos. En
cosmología no atendemos a su forma, estructura o
propiedades. Nos interesan como puntos.
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Pero mejor... poco a poco
El grupo local
Nuestra galaxia está dentro de lo que se conoce como el
grupo local
La más próxima: la nube grande de Magallanes (50 kpc
del sol)
La más próxima con el mismo tamaño: Andrómeda (770
kpc del sol)
Tamaño medio de un cúmulo: unos pocos Mpc cúbicos (1
Mpc = 3, 08 × 1022 metros)
Último
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Modelos de Friedmann
Pero mejor... poco a poco
El grupo local
Nuestra galaxia está dentro de lo que se conoce como el
grupo local
La más próxima: la nube grande de Magallanes (50 kpc
del sol)
La más próxima con el mismo tamaño: Andrómeda (770
kpc del sol)
Tamaño medio de un cúmulo: unos pocos Mpc cúbicos (1
Mpc = 3, 08 × 1022 metros)
Último
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Pero mejor... poco a poco
El grupo local
Nuestra galaxia está dentro de lo que se conoce como el
grupo local
La más próxima: la nube grande de Magallanes (50 kpc
del sol)
La más próxima con el mismo tamaño: Andrómeda (770
kpc del sol)
Tamaño medio de un cúmulo: unos pocos Mpc cúbicos (1
Mpc = 3, 08 × 1022 metros)
Último
Primeros hechos
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Pero mejor... poco a poco
El grupo local
Nuestra galaxia está dentro de lo que se conoce como el
grupo local
La más próxima: la nube grande de Magallanes (50 kpc
del sol)
La más próxima con el mismo tamaño: Andrómeda (770
kpc del sol)
Tamaño medio de un cúmulo: unos pocos Mpc cúbicos (1
Mpc = 3, 08 × 1022 metros)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Pero mejor... poco a poco
Cúmulos y supercúmulos
A la escala de centenares de Mpc, las galaxias y los
grupos locales se acumulan en enormes agrupaciones,
p.ej. el cúmulo Coma (10.000 galaxias, 100 Mpc distante
del sol)
Visibles sobre todo en ondas de alta energía (rayos X)
Son los objetos más grandes que resultan de la atracción
gravitacional
Último
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Pero mejor... poco a poco
Cúmulos y supercúmulos
A la escala de centenares de Mpc, las galaxias y los
grupos locales se acumulan en enormes agrupaciones,
p.ej. el cúmulo Coma (10.000 galaxias, 100 Mpc distante
del sol)
Visibles sobre todo en ondas de alta energía (rayos X)
Son los objetos más grandes que resultan de la atracción
gravitacional
Último
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Modelos de Robertson-Walker
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Pero mejor... poco a poco
Cúmulos y supercúmulos
A la escala de centenares de Mpc, las galaxias y los
grupos locales se acumulan en enormes agrupaciones,
p.ej. el cúmulo Coma (10.000 galaxias, 100 Mpc distante
del sol)
Visibles sobre todo en ondas de alta energía (rayos X)
Son los objetos más grandes que resultan de la atracción
gravitacional
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
¿Cómo vemos el Universo
Distintas longitudes de onda
Luz visible: estrellas, primeras galaxias vecinas...
Microondas: quizás la más importante longitud de onda
para hacer cosmología (radiación de fondo)
Ondas de radio: galaxias distantes
Infrarrojo: objetos jóvenes que no emiten luz visible
(radiación térmica)
Rayos X: nubes de gas intergalácticas, remanentes de la
formación de las galaxias, temperaturas de millones de
grados Kelvin, captan la radiación de las galaxias vecinas)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
¿Cómo vemos el Universo
Distintas longitudes de onda
Luz visible: estrellas, primeras galaxias vecinas...
Microondas: quizás la más importante longitud de onda
para hacer cosmología (radiación de fondo)
Ondas de radio: galaxias distantes
Infrarrojo: objetos jóvenes que no emiten luz visible
(radiación térmica)
Rayos X: nubes de gas intergalácticas, remanentes de la
formación de las galaxias, temperaturas de millones de
grados Kelvin, captan la radiación de las galaxias vecinas)
Último
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¿Cómo vemos el Universo
Distintas longitudes de onda
Luz visible: estrellas, primeras galaxias vecinas...
Microondas: quizás la más importante longitud de onda
para hacer cosmología (radiación de fondo)
Ondas de radio: galaxias distantes
Infrarrojo: objetos jóvenes que no emiten luz visible
(radiación térmica)
Rayos X: nubes de gas intergalácticas, remanentes de la
formación de las galaxias, temperaturas de millones de
grados Kelvin, captan la radiación de las galaxias vecinas)
Último
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¿Cómo vemos el Universo
Distintas longitudes de onda
Luz visible: estrellas, primeras galaxias vecinas...
Microondas: quizás la más importante longitud de onda
para hacer cosmología (radiación de fondo)
Ondas de radio: galaxias distantes
Infrarrojo: objetos jóvenes que no emiten luz visible
(radiación térmica)
Rayos X: nubes de gas intergalácticas, remanentes de la
formación de las galaxias, temperaturas de millones de
grados Kelvin, captan la radiación de las galaxias vecinas)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
¿Cómo vemos el Universo
Distintas longitudes de onda
Luz visible: estrellas, primeras galaxias vecinas...
Microondas: quizás la más importante longitud de onda
para hacer cosmología (radiación de fondo)
Ondas de radio: galaxias distantes
Infrarrojo: objetos jóvenes que no emiten luz visible
(radiación térmica)
Rayos X: nubes de gas intergalácticas, remanentes de la
formación de las galaxias, temperaturas de millones de
grados Kelvin, captan la radiación de las galaxias vecinas)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Principio cosmológico
Hipótesis imprescindible
El universo, a gran escala, parece ser el mismo en
cualquier dirección del espacio hacia la que miremos
(isotropía)
No creemos ocupar un lugar preferente en el mismo
(homogeneidad)
La forma en la que el universo esté curvado (en su parte
espacial) deberá ser la misma en todos los puntos
(curvatura espacial constante)
No hay homogeneidad temporal ni tampoco isotropía
temporal (futuro y pasado)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Principio cosmológico
Hipótesis imprescindible
El universo, a gran escala, parece ser el mismo en
cualquier dirección del espacio hacia la que miremos
(isotropía)
No creemos ocupar un lugar preferente en el mismo
(homogeneidad)
La forma en la que el universo esté curvado (en su parte
espacial) deberá ser la misma en todos los puntos
(curvatura espacial constante)
No hay homogeneidad temporal ni tampoco isotropía
temporal (futuro y pasado)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Principio cosmológico
Hipótesis imprescindible
El universo, a gran escala, parece ser el mismo en
cualquier dirección del espacio hacia la que miremos
(isotropía)
No creemos ocupar un lugar preferente en el mismo
(homogeneidad)
La forma en la que el universo esté curvado (en su parte
espacial) deberá ser la misma en todos los puntos
(curvatura espacial constante)
No hay homogeneidad temporal ni tampoco isotropía
temporal (futuro y pasado)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Principio cosmológico
Hipótesis imprescindible
El universo, a gran escala, parece ser el mismo en
cualquier dirección del espacio hacia la que miremos
(isotropía)
No creemos ocupar un lugar preferente en el mismo
(homogeneidad)
La forma en la que el universo esté curvado (en su parte
espacial) deberá ser la misma en todos los puntos
(curvatura espacial constante)
No hay homogeneidad temporal ni tampoco isotropía
temporal (futuro y pasado)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Expansión del universo
Hecho clave
Todo tiende a alejarse en el Universo (Slipher 1912,
Hubble años 20)
Cuanto más lejos está (cefeidas), más rápido se aleja
(corrimiento hacia el rojo)
Ley de Hubble
~v = H0~r
Primera idea del Big Bang
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Expansión del universo
Hecho clave
Todo tiende a alejarse en el Universo (Slipher 1912,
Hubble años 20)
Cuanto más lejos está (cefeidas), más rápido se aleja
(corrimiento hacia el rojo)
Ley de Hubble
~v = H0~r
Primera idea del Big Bang
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Expansión del universo
Hecho clave
Todo tiende a alejarse en el Universo (Slipher 1912,
Hubble años 20)
Cuanto más lejos está (cefeidas), más rápido se aleja
(corrimiento hacia el rojo)
Ley de Hubble
~v = H0~r
Primera idea del Big Bang
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Expansión del universo
Hecho clave
Todo tiende a alejarse en el Universo (Slipher 1912,
Hubble años 20)
Cuanto más lejos está (cefeidas), más rápido se aleja
(corrimiento hacia el rojo)
Ley de Hubble
~v = H0~r
Primera idea del Big Bang
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Expansión del Universo
Ley de Hubble
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
La radiación de fondo
Evidencia importantísima
Pese a la observación de la expansión, hubo un largo
debate (varias décadas) acerca de si el Universo provenía
de una explosión (Big Bang) o siempre había sido el
mismo (steady state)
Evidencia crucial: en 1965 Penzias y Wilson la encuentran
de casualidad (aunque se postula teóricamente 20 años
antes, Dicke, Gamow, Novikov)
Radiación de un cuerpo negro con temperatura
2, 725 ± 0,001 o K
Primeras observaciones: homogeneidad. Refinamientos:
dan anisotropías (COBE’1990) (WMAP’2006)
Lo que observamos es el momento a partir del cual el
Universo se hace transparente (last scattering surface)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
La radiación de fondo
Evidencia importantísima
Pese a la observación de la expansión, hubo un largo
debate (varias décadas) acerca de si el Universo provenía
de una explosión (Big Bang) o siempre había sido el
mismo (steady state)
Evidencia crucial: en 1965 Penzias y Wilson la encuentran
de casualidad (aunque se postula teóricamente 20 años
antes, Dicke, Gamow, Novikov)
Radiación de un cuerpo negro con temperatura
2, 725 ± 0,001 o K
Primeras observaciones: homogeneidad. Refinamientos:
dan anisotropías (COBE’1990) (WMAP’2006)
Lo que observamos es el momento a partir del cual el
Universo se hace transparente (last scattering surface)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
La radiación de fondo
Evidencia importantísima
Pese a la observación de la expansión, hubo un largo
debate (varias décadas) acerca de si el Universo provenía
de una explosión (Big Bang) o siempre había sido el
mismo (steady state)
Evidencia crucial: en 1965 Penzias y Wilson la encuentran
de casualidad (aunque se postula teóricamente 20 años
antes, Dicke, Gamow, Novikov)
Radiación de un cuerpo negro con temperatura
2, 725 ± 0,001 o K
Primeras observaciones: homogeneidad. Refinamientos:
dan anisotropías (COBE’1990) (WMAP’2006)
Lo que observamos es el momento a partir del cual el
Universo se hace transparente (last scattering surface)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
La radiación de fondo
Evidencia importantísima
Pese a la observación de la expansión, hubo un largo
debate (varias décadas) acerca de si el Universo provenía
de una explosión (Big Bang) o siempre había sido el
mismo (steady state)
Evidencia crucial: en 1965 Penzias y Wilson la encuentran
de casualidad (aunque se postula teóricamente 20 años
antes, Dicke, Gamow, Novikov)
Radiación de un cuerpo negro con temperatura
2, 725 ± 0,001 o K
Primeras observaciones: homogeneidad. Refinamientos:
dan anisotropías (COBE’1990) (WMAP’2006)
Lo que observamos es el momento a partir del cual el
Universo se hace transparente (last scattering surface)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
La radiación de fondo
Evidencia importantísima
Pese a la observación de la expansión, hubo un largo
debate (varias décadas) acerca de si el Universo provenía
de una explosión (Big Bang) o siempre había sido el
mismo (steady state)
Evidencia crucial: en 1965 Penzias y Wilson la encuentran
de casualidad (aunque se postula teóricamente 20 años
antes, Dicke, Gamow, Novikov)
Radiación de un cuerpo negro con temperatura
2, 725 ± 0,001 o K
Primeras observaciones: homogeneidad. Refinamientos:
dan anisotropías (COBE’1990) (WMAP’2006)
Lo que observamos es el momento a partir del cual el
Universo se hace transparente (last scattering surface)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
¿Sabemos algo?
Último
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Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Contenidos
1
Primeros hechos
2
Modelos de Robertson-Walker
3
Modelos de Friedmann
4
Último
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Hipótesis de trabajo
no estamos en una localización especial del Universo a
nivel espacial(homogeneidad espacial1 )
en cualquier dirección del espacio, el universo parece ser
el mismo (isotropía espacial2 )
corolario: la parte espacial del universo debe ser un
modelo 3D de curvatura constante
1
2
Está claro que no ocurre así con la variable tiempo
Tampoco las direcciones temporales son isótropas: futuro y pasado
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Hipótesis de trabajo
no estamos en una localización especial del Universo a
nivel espacial(homogeneidad espacial1 )
en cualquier dirección del espacio, el universo parece ser
el mismo (isotropía espacial2 )
corolario: la parte espacial del universo debe ser un
modelo 3D de curvatura constante
1
2
Está claro que no ocurre así con la variable tiempo
Tampoco las direcciones temporales son isótropas: futuro y pasado
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Hipótesis de trabajo
no estamos en una localización especial del Universo a
nivel espacial(homogeneidad espacial1 )
en cualquier dirección del espacio, el universo parece ser
el mismo (isotropía espacial2 )
corolario: la parte espacial del universo debe ser un
modelo 3D de curvatura constante
1
2
Está claro que no ocurre así con la variable tiempo
Tampoco las direcciones temporales son isótropas: futuro y pasado
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Métrica de Robertson-Walker
2
−dt + R(t)
2
dr 2
+ r 2 (dφ2 + sen2 φdθ2 )
1 − kr 2
t → (t, r0 , φ0 , θ0 ) es una partícula en reposo (una galaxia)
en este sistema de referencia (sistema de reposo
cósmico). Además esta curva es una geodésica con dicha
métrica (la galaxia sólo está afectada por la gravedad y su
inercia)
t es el tiempo propio de la galaxia (tiempo cósmico). Por
homogeneidad discurre por igual en cada punto así que
(salvo traslaciones en t) es el mismo para todas las
galaxias
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Métrica de Robertson-Walker
2
−dt + R(t)
2
dr 2
+ r 2 (dφ2 + sen2 φdθ2 )
1 − kr 2
t → (t, r0 , φ0 , θ0 ) es una partícula en reposo (una galaxia)
en este sistema de referencia (sistema de reposo
cósmico). Además esta curva es una geodésica con dicha
métrica (la galaxia sólo está afectada por la gravedad y su
inercia)
t es el tiempo propio de la galaxia (tiempo cósmico). Por
homogeneidad discurre por igual en cada punto así que
(salvo traslaciones en t) es el mismo para todas las
galaxias
Último
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Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Métrica de Robertson-Walker
2
−dt + R(t)
2
dr 2
+ r 2 (dφ2 + sen2 φdθ2 )
1 − kr 2
R(t) es el factor de escala del universo. Sólo depende del
tiempo cósmico y nos dice cuánto se alejan (o acercan)
las galaxias conforme el tiempo cambia
k es el signo de la curvatura de la parte espacial 3D y
toma los valores k = 0, 1, −1 (geometría euclídea,
esférica, hiperbólica). La curvatura (seccional) de la parte
espacial toma el valor
k
R(t)2
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Métrica de Robertson-Walker
2
−dt + R(t)
2
dr 2
+ r 2 (dφ2 + sen2 φdθ2 )
1 − kr 2
R(t) es el factor de escala del universo. Sólo depende del
tiempo cósmico y nos dice cuánto se alejan (o acercan)
las galaxias conforme el tiempo cambia
k es el signo de la curvatura de la parte espacial 3D y
toma los valores k = 0, 1, −1 (geometría euclídea,
esférica, hiperbólica). La curvatura (seccional) de la parte
espacial toma el valor
k
R(t)2
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Para k=1 una imagen sería...
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
El factor de escala...
... nos informa sobre la evolución del universo
Último
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Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Contenidos
1
Primeros hechos
2
Modelos de Robertson-Walker
3
Modelos de Friedmann
4
Último
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Ecuación de campo general
Los modelos de Robertson-Walker sólo usan la relatividad a
nivel cualitativo. Vamos a ver qué dice la ecuación de campo
de Einstein sobre estos modelos. La escribimos pues:
Ricij = 8π(Tij − 1/2Tgij )
donde T es un tensor (0, 2) (16 componentes, 10 libres) que
codifica la distribución de materia-energía en el espacio-tiempo
(tensor tensión-energía)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Más simplificaciones
al considerar las galaxias como partículas cuya única
interacción (unas con respecto a otras) es la gravitatoria
se obtiene lo que en hidrodinámica se conoce como un
fluido perfecto (viscosidad cero)
los parámetros que caracterizan un fluido perfecto son su
densidad ρ y su presión p
más aún, el hecho de que la radiación no domine en el
universo (en comparación con la gravedad) nos permite
asumir que p ≡ 0
finalmente, la homogeneidad espacial nos permite decir
que la densidad sólo es t-dependiente, luego ρ ≡ ρ(t)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Más simplificaciones
al considerar las galaxias como partículas cuya única
interacción (unas con respecto a otras) es la gravitatoria
se obtiene lo que en hidrodinámica se conoce como un
fluido perfecto (viscosidad cero)
los parámetros que caracterizan un fluido perfecto son su
densidad ρ y su presión p
más aún, el hecho de que la radiación no domine en el
universo (en comparación con la gravedad) nos permite
asumir que p ≡ 0
finalmente, la homogeneidad espacial nos permite decir
que la densidad sólo es t-dependiente, luego ρ ≡ ρ(t)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Más simplificaciones
al considerar las galaxias como partículas cuya única
interacción (unas con respecto a otras) es la gravitatoria
se obtiene lo que en hidrodinámica se conoce como un
fluido perfecto (viscosidad cero)
los parámetros que caracterizan un fluido perfecto son su
densidad ρ y su presión p
más aún, el hecho de que la radiación no domine en el
universo (en comparación con la gravedad) nos permite
asumir que p ≡ 0
finalmente, la homogeneidad espacial nos permite decir
que la densidad sólo es t-dependiente, luego ρ ≡ ρ(t)
Último
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Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Más simplificaciones
al considerar las galaxias como partículas cuya única
interacción (unas con respecto a otras) es la gravitatoria
se obtiene lo que en hidrodinámica se conoce como un
fluido perfecto (viscosidad cero)
los parámetros que caracterizan un fluido perfecto son su
densidad ρ y su presión p
más aún, el hecho de que la radiación no domine en el
universo (en comparación con la gravedad) nos permite
asumir que p ≡ 0
finalmente, la homogeneidad espacial nos permite decir
que la densidad sólo es t-dependiente, luego ρ ≡ ρ(t)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
La ecuación de campo nos dice...
Ecuación de Friedmann:
R 0 (t)2 + k =
8π
ρ(t)R(t)2
3
Ley de conservación:
ρ0 (t) + 3ρ(t)
R 0 (t)
=0
R(t)
La función R(t) es positiva y además
R 00 (t) < 0
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
La ecuación de campo nos dice...
Ecuación de Friedmann:
R 0 (t)2 + k =
8π
ρ(t)R(t)2
3
Ley de conservación:
ρ0 (t) + 3ρ(t)
R 0 (t)
=0
R(t)
La función R(t) es positiva y además
R 00 (t) < 0
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La ecuación de campo nos dice...
Ecuación de Friedmann:
R 0 (t)2 + k =
8π
ρ(t)R(t)2
3
Ley de conservación:
ρ0 (t) + 3ρ(t)
R 0 (t)
=0
R(t)
La función R(t) es positiva y además
R 00 (t) < 0
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Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Ley de conservación
Observemos que
(ρ(t)R(t)3 )0 = 0
es equivalente a la ley de conservación... por lo que
λ0 =
4π
ρ(t)R(t)3
3
para una constante λ0 que se identifica con la masa del
universo
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Ley de conservación
Observemos que
(ρ(t)R(t)3 )0 = 0
es equivalente a la ley de conservación... por lo que
λ0 =
4π
ρ(t)R(t)3
3
para una constante λ0 que se identifica con la masa del
universo
Último
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Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
La ecuación de Friedmann
R 0 (t)2 + k =
k =0
8π
ρ(t)R(t)2
3
p
2
R(t)3/2 = 2λ0 t
3
k =1
R(t) = λ0 (1 − cos(v ))
para v un parámetro que depende de t
k = −1
R(t) = λ0 (cosh(v ) − 1)
Último
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Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
La ecuación de Friedmann
R 0 (t)2 + k =
k =0
8π
ρ(t)R(t)2
3
p
2
R(t)3/2 = 2λ0 t
3
k =1
R(t) = λ0 (1 − cos(v ))
para v un parámetro que depende de t
k = −1
R(t) = λ0 (cosh(v ) − 1)
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Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
La ecuación de Friedmann
R 0 (t)2 + k =
k =0
8π
ρ(t)R(t)2
3
p
2
R(t)3/2 = 2λ0 t
3
k =1
R(t) = λ0 (1 − cos(v ))
para v un parámetro que depende de t
k = −1
R(t) = λ0 (cosh(v ) − 1)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Las gráficas
Modelos de Friedmann
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Ley de Hubble
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Ley de Hubble
Está implícita en los modelos de Friedmann:
dadas dos galaxias A = (t0 , 0, π/2, θ0 ) y
B = (t0 , r0 , π/2, θ0 ) se calcula que están a distancia r0 R(t)
la velocidad de recesión es entonces r0 R 0 (t)
se define entonces
H(t) =
R 0 (t)
R(t)
la constante de Hubble (que depende del tiempo cósmico,
pero que es constante en términos espaciales, mejor
parámetro que constante)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Ley de Hubble
Está implícita en los modelos de Friedmann:
dadas dos galaxias A = (t0 , 0, π/2, θ0 ) y
B = (t0 , r0 , π/2, θ0 ) se calcula que están a distancia r0 R(t)
la velocidad de recesión es entonces r0 R 0 (t)
se define entonces
H(t) =
R 0 (t)
R(t)
la constante de Hubble (que depende del tiempo cósmico,
pero que es constante en términos espaciales, mejor
parámetro que constante)
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Modelos de Friedmann
Ley de Hubble
Está implícita en los modelos de Friedmann:
dadas dos galaxias A = (t0 , 0, π/2, θ0 ) y
B = (t0 , r0 , π/2, θ0 ) se calcula que están a distancia r0 R(t)
la velocidad de recesión es entonces r0 R 0 (t)
se define entonces
H(t) =
R 0 (t)
R(t)
la constante de Hubble (que depende del tiempo cósmico,
pero que es constante en términos espaciales, mejor
parámetro que constante)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Parámetros observacionales
Parámetro de Hubble a día de hoy es
H0 = 72 ± 8
km s−1 Mpc−1
Una galaxia que se aleja a v = 7200 km/s resulta estar a
v /H0 = 100Mpc
El hecho de que no tengamos el parámetro por completo
determinado nos hace vivir en un mapa sin escala
(conocemos las distancias relativas, pero no las absolutas)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Parámetros observacionales
Parámetro de Hubble a día de hoy es
H0 = 72 ± 8
km s−1 Mpc−1
Una galaxia que se aleja a v = 7200 km/s resulta estar a
v /H0 = 100Mpc
El hecho de que no tengamos el parámetro por completo
determinado nos hace vivir en un mapa sin escala
(conocemos las distancias relativas, pero no las absolutas)
Último
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Parámetros observacionales
Parámetro de Hubble a día de hoy es
H0 = 72 ± 8
km s−1 Mpc−1
Una galaxia que se aleja a v = 7200 km/s resulta estar a
v /H0 = 100Mpc
El hecho de que no tengamos el parámetro por completo
determinado nos hace vivir en un mapa sin escala
(conocemos las distancias relativas, pero no las absolutas)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Parámetros observacionales
Conocer con precisión H0 así como una estimación de la
densidad actual del universo nos permitirían despejar k en
la ecuación de Friedmann:
R 0 (t)2 + k =
8π
ρ(t)R(t)2
3
Este es uno de los desafíos actuales de la cosmología
En este desafío se incluyen otras tareas hercúleas de la
física que tienen que ver con el aspecto micro más que
con el macro (energía oscura, materia oscura, etc.)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Parámetros observacionales
Conocer con precisión H0 así como una estimación de la
densidad actual del universo nos permitirían despejar k en
la ecuación de Friedmann:
R 0 (t)2 + k =
8π
ρ(t)R(t)2
3
Este es uno de los desafíos actuales de la cosmología
En este desafío se incluyen otras tareas hercúleas de la
física que tienen que ver con el aspecto micro más que
con el macro (energía oscura, materia oscura, etc.)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Parámetros observacionales
Conocer con precisión H0 así como una estimación de la
densidad actual del universo nos permitirían despejar k en
la ecuación de Friedmann:
R 0 (t)2 + k =
8π
ρ(t)R(t)2
3
Este es uno de los desafíos actuales de la cosmología
En este desafío se incluyen otras tareas hercúleas de la
física que tienen que ver con el aspecto micro más que
con el macro (energía oscura, materia oscura, etc.)
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Contenidos
1
Primeros hechos
2
Modelos de Robertson-Walker
3
Modelos de Friedmann
4
Último
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Aspectos finales
Naturaleza de la materia y la energía (4-22-74)
(normal-materia oscura-energía oscura)
Constante cosmológica Λ
R 0 (t)2 + k =
ΛR(t)2
8π
ρ(t)R(t)2 +
3
3
Topología del Universo ¿es no trivial?
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Aspectos finales
Naturaleza de la materia y la energía (4-22-74)
(normal-materia oscura-energía oscura)
Constante cosmológica Λ
R 0 (t)2 + k =
ΛR(t)2
8π
ρ(t)R(t)2 +
3
3
Topología del Universo ¿es no trivial?
Último
Primeros hechos
Modelos de Robertson-Walker
Modelos de Friedmann
Aspectos finales
Naturaleza de la materia y la energía (4-22-74)
(normal-materia oscura-energía oscura)
Constante cosmológica Λ
R 0 (t)2 + k =
ΛR(t)2
8π
ρ(t)R(t)2 +
3
3
Topología del Universo ¿es no trivial?
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