Aceleración cósmica y energía oscura
1) Qué se midió.
2) La interpretación de las observaciones en términos de energía oscura.
3) Interpretaciones alternativas.
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
etaz
11
Determinación de la composición del Universo a partir del Diagrama de Hubble.
La luminosidad aparente es
221
1
rzl
La distancia luminosa
rzdL 1
La magnitud
251
5 10
Mpcd
LogMm L
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
zHdz
cr0
(espacio plano)
z
cc zH
dzHSinh
Hc
r0
00
(espacio abierto)
Según la teoría de la Relatividad, H(t) está definida por la densidad de energía
2
2
38
cG
H
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.
crm
Cada componente varía de una manera característica
hoy1 3mm zt
hoy t
hoy1 4rr zt
hoy1 2cc zt
hoyhoy mr
Se define la densidad crítica
hoycrmcr -330 cmg10cr
y para cada forma de energía
cr
XX
Por definición
1 rcm
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.
5.19 VB MM
Los datos
m
z
Los datos
m
z
Los datos
m
z
Primer caso: 1m
m
z
Primer caso: 1m
m
z
Segundo caso: 1c
m
z
Segundo caso: 1c
m
z
Segundo caso: 1vs1 mc
m
z
La sorpresa: 1
m
z
1vs1 m
m
z
1vs1 c
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
7.,3. m
0,3. m 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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