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Temario
n Big Bang n Radiación de fondo n Principio cosmológico n Evolución del Universo
• Distancias • Movimientos y tiempos • La Radiación • Los Planetas • Las Estrellas • Las Galaxias
• El Universo
AST 0111
El Universo
Evidencia del Big Bang
Evidencia del Big Bang
1. Expansión del Universo
2. Radiación de fondo
3. Nucleosíntesis primordial
Ley de Hubble V = Ho D
El Big Bang
Universo en expansión: modelos posibles
Paradoja de Olbers
Cómo se ve el Universo si es infinito? El cielo nocturno es oscuro. Por qué es así, si cualquier línea de visual choca con una estrella de una galaxia tarde o temprano? Olbers: el cielo debería ser tan brillante como la superficie de una estrella. Solución: no vemos todo el Universo, vemos sólo una región finita. i) No ha habido tiempo para ver “todo” el Universo, ii) la expansión del Universo no deja que nos llegue toda la luz.
2. Radiación de Fondo de Microondas• La Gran Explosión produjo radiación. Como el Universo se
expande, esa radiación está altamente corrida hacia el rojo. • Esa es la radiación de fondo de microondas (CMB), es
isotrópica. El Universo se enfrió hasta hoy que T = 2.7 K. • La radiación del CMB que llena el Universo fue observada
por Penzias y Wilson en 1963 Prueba del Big Bang y Premio Nobel.
Radiación de Fondo
Cuerpo Negro con T=2.726 K
Mapas de la Radiación de Fondo
El satélite Planck en el 2014 mejoró la resolución de los mapas de los satélites WMAP de 2003 y COBE de 1997. Ahora sabemos cuál es el tamaño de las fluctuaciones primordiales que dieron orígen a las estructuras (cúmulos y galaxias) en el Universo.Planck
COBE
Mapas de la Radiación de Fondo
Experimento Boomerang en la Antártida. Si tuviéramos ojos sensibles a las microondas, el cielo se vería así.
Radiación de Fondo
de Microondas
Radiación de Fondo
de Microondas
Las observaciones nuevas de los últimos satélites Planck y WMAP indican que el Universo es plano.
Planck
3. Nucleosíntesis Primordial• Producción de elementos en el Big Bang. • Unos 3 minutos después del Big Bang,
cuando el Universo se expandió y enfrió, las partículas elementales (protones y neutrones) chocan para formar núcleos de H, He, y Li.
• El resto de los elementos nace mucho más tarde en las estrellas.
Nucleosíntesis Primordial: Producción de elementos
Nucleosíntesis Primordial: Producción de elementos
Algunos Problemitas…Recordemos a Albert Einstein: e = mc2
1. Materia normal: o materia bariónica (hecha de protones, neutrones, electrones, etc) constituye sólo el 5% del total de la densidad de energía del Universo. Dónde está el otro 95%?
2. Materia Oscura: un 20% del total de la densidad de energía del Universo está en la forma de materia oscura. No la podemos detectar, pero sabemos que está presente por su efecto gravitacional (la necesitamos para explicar la formación de estrcturas, la dinámica de galaxias y cúmulos de galaxias, etc). No sabemos qué es la materia oscura, podría ser bariónica o no bariónica.
3. Energía Oscura: compone un 75% del total de la densidad de energía del Universo. El efecto es que causa una aceleración de la expansión del Universo. No sabemos que es ni entendemos la física de la energía oscura.
La Astrofísica es una descripción del Universo, y todavía nos queda mucho que aprender…
Algunos Problemitas…
Hoy
Hace 13.7 Gyr
Componentes del Universo: Energía Oscura Λ ?
Sólo Materia Oscura Fría
Energía Oscura
y Materia Oscura Fría
tiempo
Evolución del Universo
El Big Bang
Universo en expansión: modelos posibles
El Universo Relativista
• La relatividad general de Einstein predijo el Big Bang.
• Cuánto más lejos observamos, más se acercan las velocidades de los objetos a la velocidad de la luz.
• Redshifts cosmológicos. • Los quásares y las galaxias más
distantes.
Redshift V/c Dist (Mpc) T (Myr)
0 0 0 00,01 0,01 40 1290,05 0,05 193 6130,1 0,1 372 11580,2 0,18 697 20800,5 0,39 1468 39611 0,6 2343 5619
1,5 0,72 2940 64932 0,8 3381 70193 0,88 4000 76065 0,95 4733 8101
10 0,98 5587 84541000 ~0.99 ~9000 ~13000
T
z
Evolución del Universo
Evolución del Universo
• Densidad crítica Ω=ρ/ρcrítica
Donde ρcrítica es la densidad que se necesitaría para cerrar el Universo.
• Hoy tenemos Ωo=ρo/ρcrítica • Observacionalmente Ωo=0.25 • Densidad Crítica = 14 átomos de H por metro cúbico. • Sumando todo, hoy habría sólo 2 H/m3
Evolución del Universo• Dos futuros • El destino del Universo está determinado por la densidad
promedio de materia.
ρ > ρcrítica Cerrado (ligado)
ρ = ρcrítica Justo Cerrado
ρ < ρcrítica Abierto (desligado)
• Consecuencia interesante: Si Ω=1 entonces la energía cinética es igual a la energía potencial, la energía total es cero. El Universo nace de la nada, y no habría nada que hacer para generar un Universo.
Geometría del Espacioa) Curvatura positiva:
• la densidad del Universo es mayor que la densidad crítica. • se aplica la geometría esférica, • las líneas paralelas eventualmente convergen, • la suma de los ángulos de un triángulo es mayor que 180 grados. • volumen finito.
b) Curvatura cero: • la densidad del Universo es igual a la densidad crítica. • se aplica la geometría plana, • las líneas paralelas nunca se juntan, • la suma de los ángulos de un triángulo es igual a 180 grados. • volumen infinito
c) Curvatura negativa: • la densidad del Universo es menor que la densidad crítica. • se aplica la geometría hiperbólica, • las líneas paralelas eventualmente divergen, • la suma de los ángulos de un triángulo es menor que 180 grados. • volumen infinito.
Geometría del Espacio
Comportamiento de dos haces de luz paralelos en distintos universos.
Geometría del Espacio
Aunque en escalas pequeñas parece plana, la Tierra es esférica.
Evolución del Universo
Evolución del Universo
2016
2022
Evolución del Universo
El Principio Cosmológico
El Universo es homogéneo e isotrópico.
• Homogéneo significa que no hay ningún lugar privilegiado, si estuviéramos en otro lugar, el Universo se vería igual.
• Isotrópico significa que no hay ninguna dirección privilegiada, hacia cualquier dirección que veamos, el Universo se vería igual.
El Universo Relativista
• Asumiendo este principio cosmológico, la relatividad general de Einstein predijo el Big Bang.
• Cuánto más lejos observamos, más se acercan las velocidades de los objetos a la velocidad de la luz.
• Redshifts cosmológicos. • Los quásares y las galaxias más
distantes.
Distancias en cosmología relativista
• En general:
donde a(t) y k pueden ser cualquier cosa. • Espacio plano estático: a(t)=1, k=0, lo cual
nos deja: dΣ2= dr2 + r2 dΩ2, o sea la distancia euclídea. 38
Nacimiento de las estructuras en el Universo
Primero aparecen fluctuaciones pequeñas, que despues crecen (escenario “bottom-up”).
Simulación STAND Centro de Astro-Ingeniería UC
0
5
10
15T (m
iles
de m
illon
es d
e añ
os)
n Orígen de la materia
n Formación de la Vía Láctea
n Formación de la Tierra
n Nacimiento de la Vida
n Presente
Radiación
Materia
Galáctica
Estelar
Planetaria
Química
Biológica
Cultural
?
Evolución Cósmica
10000000000 años el Sol se muere
20000000000 años la galaxia se fusiona con Andrómeda
10000000000000 años las estrellas enanas se enfrían
100000000000000 no se forman mas estrellas convencionalmente
1000000000000000 años los planetas se dispersan
10000000000000000 años estrellas se forman por colisiones de enanas marrones
10000000000000000000 años el Sol se evapora de la galaxia
10000000000000000000000000000000000 años agujeros negros de tamaño galáctico: la era de agujeros negros
1000000000000000000000000000000000000000000 años decae la materia (protones, neutrones)
10000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000 años se evaporan agujeros negros de masas estelares
>10**100 años: la era de la oscuridad
El Futuro Lejano
Energía Oscura: la clave de nuestro destino final.
• Ecuación de estado p = w * ρ
• si w=-1 tenemos constante cosmológica y tenemos la muerte por enfriamiento (en t=∞)
• pero si w<-1, entonces tenemos la ENERGÍA FANTASMA que produce lo siguiente: expansión infinita.
Big Rip
• En el big-rip la expansión se vuelve infinita.
w=-1.5, H0=70km/s/Mpc, Ωm=0.3 =>trip=22mil millones de años
• Pero 60 millones de años antes del fin, la Vía Láctea se desarmaría.
• 3 meses antes del fin, se desarma el sistema solar • minutos antes, la tierra se desarma (y el sol también) • unos instantes antes, los átomos se desarman.
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