Estructura del Universo

Estructura del Universo
Expansión de Universo
Ley de Hubble
Cosmología
Preguntas (parciales)
¿Que es el Universo?
¿Tuvo el Universo un inicio?
¿Tendrá el Universo un fin?
Cielo Nocturno es oscuro
•  ¿Como se vería el Universo si fuese
infinito?
Tres Pilares de evidencia que
sostienen el Big Bang
Expansión del Universo
Elementos Livianos
Radiación Cósmica
Pilar 1: Expansión
En 1929, Edwin Hubble descubre que
galaxias distantes tienen velocidades de
recesión mayor que galaxias cercanas.
Ley de Hubble
Las galaxias aparentemente se alejan de
nosotros a una velocidad proporcional a
su distancia - Hubble (1929)
Pilar 2: Elementos Livianos
Pilar 2: Elementos Livianos
Predicciones
Hidrógeno: 75%
Helio:
24%
Helio-3: 1 parte en
10000
Deuterio: 1 parte en
100,000
Litio: 1 parte en
1,000,000,000
Observaciones
75%
24%
1 parte en 10000
1 parte en
100,000
1 parte en
1,000,000,000
Big Bang
•  Cosmología moderna se inicia en 1915 con Einstein.
•  Principio Cosmológico - Universo es homogeneo e isotópico
•  Teoría general de la Relatividad predice la expansión del
Universo.
•  La expansión explica el corrimiento al rojo cosmológico. Ley
de Hubble
V=HoD
•  Universo en expansión probablemente se originó en una
explosión llamada Big Bang.
  Edad, 1/H ≈ 13.7 mil millones de años (H≈73 km/s/Mpc)
  Problema: estrellas en CG más antiguas
  ¿Es el Universo finito o infinito? ¿Ligado o desligado?
Universo y Gravedad
La gravedad actúa a distancia.
Ya que es siempre atractiva la expansión del Universo
debe estar disminuyendo.
DEFINICIÓN
Ω=ρ/ρcrítico
ρcrítico: Densidad necesaria para cerra el
Universo
Densidad, Ωo
•  Definición:
#"
!
!c
$ (Hoy)
#o "
!o
!c
•  Densidad Grupo Local 2.5x10-32 gr/cm3 ⇒Ωo=0.005 (esto
no incluye Materia oscura)
•  Ωo=1, corresponde a densidad crítica.
•  En la Vía Láctea, M/L≈100, ⇒Ωo=0.5 Interesante
•  En general, observacionalmente se encuentra que
Ωo=0.25
Destino de Universo
Destino del Universo está determinado por la densidad
promedio de materia.
–  Densidad > Densidad Crítica => Cerrado (ligado)
–  Densidad = Densidad Crítica => Justo Cerrado
–  Densidad < Densidad Crítica => Abierto (desligado)
Densidad Crítica = 14 átomos de H por metro cúbico.
Consecuencia interesante: Si Ω=1 entonces la energía cinética es
igual a la energía potencial, es decir la energía total es exactamente
cero. El Universo nace de la nada; no habría nada que hacer para
generar un Universo.
Geometría del Universo
•  La forma del espacio está
determinada por la
cantidad de materia
Universo.
•  La curvatura puede ser
positiva (a), cero (b), o
negativa (c), dependiendo
de la densidad promedio
en el Universo es mayor,
igual o menor que la
densidad crítica.
Pilar 3: Radiación Cósmica
Remanente del Big Bang, detectado en 1964
(Penzias & Wilson, Nobel Prize). Observado
en detalle por los satélites COBE (1990),
Boomerang (1999), Maxima (1999),
WMAP (2002) y Planck (2010).
El Fondo de Microondas
observado por el
satélite COBE (bajo
contraste)
El Universo es un cuerpo
negro con una
temperatura de 2.728 K
Fluctuaciones de
temperatura, ¡una
parte en 105!
Fondo de Micro-ondas
•  Penzias y Wilson, 1965, radiación llena el Universo.
 Evidencia del Big Bang
•  Más moderno, 1991, observaciones con COBE.
 Cuerpo negro, T =2.73 K, Radiación casi perfectamente
isotrópica
 Levemente más caliente hacia constelación de Leo
 Resultado del movimiento general de la Tierra con una velocidad
de ~ 390 km/s hacia Leo
 Vía Láctea se mueve hacia Centauros con 600 km/s.
El campo de Radiación primordial es una consecuencia
de este origen caliente. Hoy se observa esta radiación
altamente corrida al rojo, se llama el fondo de micro-ondas.
Temperatura vs tiempo
•  A medida que el Universo se
expande, la longitud de onda de
los fotones de la radiación de
fondo aumenta y la temperatura
decae.
•  300,000 años después del Big
Bang, cuando la temperatura
era cerca de 3,000 K , los
átomos de hidrógeno se forman
(época de recombinación) y el
Universo se hace transparente.
Inflación
•  La isotropía resulta ser un problema en la teoría
anterior.
•  Dos extremos opuestos a nosotros están separados por
26 mil millones de años. Entonces ¿por qué tienen la
misma temperatura?
•  Inflación, ocurre cuando el Universo tenía una edad de
0.000000000000000000000001 seg. (10-23).
•  Una pequeña parte del espacio crece para convertirse en nuestro
Universo.
Historia de la Materia
•  Inicialmente las 4 fuerzas de la naturaleza eran similares.
•  Durante el primer instante, materia y antimateria se anhilaban
entre ellos.
•  Después, la producción de pares cesa, el Universo sigue en
expansión y los fotones ya no tienen suficiente energía para
mantener la producción de pares.
•  Quiebre de simetría, resulta un número levemente mayor de
partículas que antipartículas; protones, electrones y
neutrones.
Historia breve del Universo
• El Universo se inicia caliente,
denso y lleno de radiación.
• A medida que el Universo se
expande, se enfría,
 Elementos livianos se forman
durante los primeros minutos
 Los átomos se forman después
de 300,000 años
 Las estrellas se forman
después de 100,000,000 de
años
 Las galaxias y cuásares se
forman después de
1,000,000,000 de años
Origen de la Estructura
La estructura en el
Universo se originó en
diminutas fluctuaciones
cuánticas amplificadas
por inflación.
¿Cómo llegamos de un universo increíblemente suave
del pasado a uno altamente estructura hoy?
Mapa COBE, z~1000, δ~10-5
Mapa APM z=0, δ~1
Respuesta: Inestabilidades Gravitacionales
• Regiones sobre-densas se hacen más densas a medida que el Universo se expande.
• Regiones sub-densas se hacen menos densas a medida que el Universo se expande.
Aparentemente esto contradice la intuición termodinámica de que un
sistema físico tiende ha hacerse´cada vez más uniforme con el tiempo.
Al final de la década de los 70 hubo astrónomos que se dieron
cuenta de la riqueza de información que subyace en las
distribución de las galaxias.
1,000,000 de galaxias
contadas a mano por
Shane and Wirtanen
de fotografías
digitalizadas por
Peebles, Groth y
Seldner
Interactions with
electons
Formación de galaxias
•  Galaxias se forman de enormes nubes de gas
primordial.
•  Galaxias en el pasado eran más azules y mas
brillantes debido a formación de estrellas y estrellas
jóvenes.
•  La formación de estrellas determina la estructura
inicial de la galaxia.
•  Problemas: materia oscura (90%), colisiones,
función inicial de masa, composición, etc.
Respuestas (parciales)
•  ¿Que es el Universo? Es todo materia, energía y
espacio-tiempo.
•  ¿Tuvo el Universo un inicio? Si, probablemente
esto ocurrió entre 12 y 18 miles de millones de años
atrás, en el Big Bang.
•  ¿Tendrá el Universo un fin? Observaciones
actuales señalan que el Universo se expanderá para
siempre.