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 y estático?

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

Hidrógeno: 75% Helio: 24% Helio-3: 1 parte en 10000 Deuterio: 1 parte en 100,000 Litio: 1 parte en 1,000,000,000

Predicciones 75% 24%

1 parte en 10000 1 parte en 100,000 1 parte en 1,000,000,000

Observaciones

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:

•  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

c

oo

c ρρ

ρρ

≡Ω⇒≡Ω (Hoy)

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)

Fluctuaciones de temperatura, ¡una parte en 105!

El Universo es un cuerpo negro con una temperatura de 2.728 K

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 de 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 200,000,000 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?

Respuesta: Inestabilidades Gravitacionales

Mapa COBE, z~1000, δ~10-5 Mapa APM z=0, δ~1

• 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.