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Cosmología Observacional
Lo que sabemos hoy (o nos creemos)1. El Universo es homogéneo e isótropo (Principio
Cosmológico)2. El Universo se expande de manera que la distancia entre
dos puntos crece como dD/dt ~ D (Ley de Hubble)3. El Universo se expande desde un estado inicial muy
caliente y denso (Big Bang)4. La expansión del Universo está determinada por su
contenido en masa/energía y la Relatividad General5. En escalas “pequeñas”(10-100 Mpc) se ha formado una
gran variedad de estructuras debido a la gravedad
Distancias
• Determinar distancias es fundamental en astronomía• Métodos:
1. Paralaje2. Candelas standard3. Tully-Fisher, Faber-Jackson4. Etc.
• A partir del redshift. Hace falta suponer un modelo cosmológico
Parámetros cosmológicos
• Constante de Hubble, H0 : v=H0d H0=100h km/s/Mpc
• Tiempo de Hubble, tH=1/H0 = 9.78×109 h-1 años ~ edad del Universo
• Distancia de Hubble, DH = c/H0 = 3000 h-1 Mpc
• Ecuación de campo de Einstein:
• La densidad de masa ρ y Λ determinan la evolución temporal de la métrica. En parámetros adimensionales:
2 2 2
2
8
3 3
R kc cG
R R
k curvatura (k=0, Universo plano)
Λ = constante cosmológica
02 20 0
8
3 3M
G
H H
Parámetros cosmológicos
• Un tercer parámetro es el de curvatura tal que:
• Estos tres parámetros determinan la geometria del Universo si es homogéneo, isótropo y dominado por materia.
• La densidad crítica (para que sea plano) es Ω=1 y corresonde a
7.5×1021 h-1 M /DH-3
• Hoy en dia se consideran tres modelos:
1M R
Nombre ΩM ΩΛ
Einstein-de Sitter
1 0
Baja densidad
0.05 0
Alta lambda
0.2 0.8
Distancias cosmológicas
http://www.astro.ucla.edu/~wright/CosmoCalc.html
Ver artículos por Wright y Hogg
Distancias cosmológicas
Diámetro angular
Distancias cosmológicas
Elemento de volumencomovil
La cosmología observacional abarca muchas líneas de investigación y métodos para determinar la estructura y evolución del Universo, así como entender la formación de galaxias, QSOs, primeras estrellas, etc.
Un método es el conteo de fuentes (galaxias) PARA:
•Determinar la densidad de materia •Determinar la geometría del Universo•Conocer la contribución de las distintas poblaciones de galaxias•Conocer la evolución de las galaxias
Observar galaxias a flujos muy bajos permite determinar Ω (en principio)
-4
-2
0
2
4
6
8
-10 -8 -6 -4 -2 0 2
Integral Source Counts at 60 m
IRAS countsOmega=0Omega=0.1Omega=1Omega=2
lg (
Nu
mb
er
/ sq
. d
eg
)
lg (Flux) {Jy}1mJy1Jy 1Jy
HII / L2 (2.3Jy)
ASTRO-F (20mJy)
GALEX M51
HDF
HDF (ISO 15m)
HDF (SCUBA 850m)
Mk241 (VSOP)3C216 (VSOP 5GHz)
100,000th Hubble 90 億光年 QSO
microwave Sub-mm 赤外 visible UV X- 線 - 線電波
波長 1km-1m 1mm-200m1cm 200m-2m 1nm100nm700-400nm 0.1A
• 電波波長 : AGN / Ellipticals• Sub-mm : ULIG (Elliptical?)• 赤外波長 : Spiral 銀河• Optical : 色々な銀河• X 線波長 : AGN (QSO)• AGN
Number of galaxies, N (seen to sensitivity, S) = number density galaxies x volume (for all luminosities)Number of galaxies, N (seen to sensitivity, S) = number density galaxies x volume (for all luminosities)
Galaxy number density (all luminosities) - Luminosity Function
Volume depends on cosmology (Ho, o, ) o = 0, 1 easiest
The farthest galaxies you can see depends on the sensitivity
The Distance also depends on the cosmology (Ho, o, ) o = 0, 1 are the easiest.
N (S) dL (L,z) dV0
z(L ,S )
0
d*
ddL
*L
L *
1
exp 1
2 2 lg2 (1 L / L*)
S obs
L e
4 DL2 (1 z)
L o
4 DL2
e L e
o L o
V 1, 0 1
3
2c
Ho
3
1 1 z 1/ 2 3
dV
dz
c
Ho
DL2
(1 z)2 (1 z)2(1mz) z(2 z)
D L 0 c
Hoz 1
z
2
DL ( 0) 2c
Ho2z 2 (1z)1/ 2 1
DL 1 2c
Hoz 1 1 z 1/ 2
DL c
Ho
(1 z) dz
(1 z)2(1mz) z(2 z)o
z(L,S )
Evolución
S obs
L o
4 DL2
f (z) K(z)
N (S) L
f (z)
g(z)
dV
dz0
z(L ,S )
0
dz d lg L d*
• EVOLUCIÓN EN DENSIDADGalaxias más numerosas en el pasado
• EVOLUCIÓN EN LUMINOSIDADGalaxias más luminosas en el pasado
Parametrizar evolución en luminosidad ~ f(z)Parametrizar evolución en densidad ~ g(z)
Evolution:increases z(L,S)
Optico
Galaxias azules débiles (baja luminosidad) eran más numerosas en el pasado.
Evolución morfológica en el visibleE/S0Total Sabc Sd/Irr
I=22.5
I=23.5
I=24.5
I=25.5
Distribuciones de redshift
• Efecto Butcher Oemler – Cúmulos de bajo redshift tienen más galaxias rojas que azules
• Relación morfología – densidad – Regiones densas en cúmulos tienen una proporción más alta de
galaxias rojas que las menos densas
Differential K-Band Counts
K-Band Galaxy CountsAll GalaxiesNormal GalaxiesElliptical GalaxiesStarburst GalaxiesAGN
2
2.5
3
3.5
4
4.5
5
5.5
14 16 18 20 22
K mag
lg(d
N/d
S)
{de
g-2 m
ag-1
}
Conteo de fuentes en el infrarrojo cercano
NIR• Emisión de estrellas frias• Población vieja• Flujos altos E/S0 ~ 50%• Se traza la masa estelar
Conteo de fuentes en el infrarrojo lejano (FIR)
M82, 3.3Mpc
1
1.5
2
2.5
3
3.5
4
0.1 1 10 100 103
M82 Star Forming Galaxy
lg(
F)
{Wm
-2}
wavelength {m}
PolvoEmision FIR: UV de estrellas OB jóvenes Absorbida por polvo Re-emitida en el FIR (cuerpo negro)
• Importancia del POLVO• Gal. normales: LIR/Lopt - 30%.• Starburst LIR/Lopt - 50-90%.• ULIG – Nueva población LIR/Lopt - 90-99%• IR – Fuerte evolución - Formación estelar.• 50%-60% Formación estelar en el Universo es en el IR.
Infrared Space ObservatoryISO, 11/1995-5/1998
ISO 15m Differential Counts
-2
-1
0
1
2
3
-6 -5 -4 -3 -2 -1 0 1 2
ISOCAM ELAISshifted 12umAll ComponentsNormal GalaxiesStarburst GalaxiesUltraluminous GalaxiesSeyfert 1 GalaxiesSeyfert 2 Galaxies
Diff
rent
ial C
ount
s
lg(Flux) {Jy}
ISO 15m Integral Counts
0
2
4
6
8
10
-5 -4 -3 -2 -1 0 1 2
lg (Flux) {Jy}
All ComponentsNormal galaxiesStarburst GalaxiesUltraluminous GalaxiesSeyert 1 GalaxiesSeyfert 2 Galaxies
HDF P(D)
HDF (PRETTI)
HDFLockman-Deep
ELAIS
IRAS
lg (
Num
ber
/ ste
r
ISO 170m Integral Counts
-1
0
1
2
3
4
-3 -2.5 -2 -1.5 -1 -0.5 0 0.5 1
Integral Counts at 170um (g=220 (pure gaussian)Levol (k=40) at peak z = 2.5
Lockman HoleLockman Hole (Fluc. anal.)FIRBACKAll ComponentsNormal GalaxiesStarburst GalaxiesUltraluminous GalaxiesSeyfert 1 GalaxiesSeyfert 2 Galaxies
lg (
Num
ber
/ sq.
deg
)lg (Flux) {Jy}
-3
-2
-1
0
1
2
3
4
5
-4 -3 -2 -1 0 1 2
Integral Counts at 90um (g=220 (pure gaussian)Levol (k=40) at peak z = 2.5
IRASELAISLockman HoleLockman Hole (fluc. anal.)All ComponentsNormal GalaxiesStarburst GalaxiesUltraluminous GalaxiesSeyfert 1 GalaxiesSeyfert 2 Galaxies
lg (
Num
ber
/ sq.
deg
)
lg (Flux) {Jy}
ISO 90m Integral Counts
• Conteos a 7-200m• Fuerte evolución• Dominan LIG/ULIG pop.
Conteo de fuentes en el infrarrojo lejano (FIR)
Conteo en Submilimetricas
0
1
2
3
4
5
6
-6 -5 -4 -3 -2 -1
850um Galaxy Contributionsby Source Luminosity
observedlgLfir/Lo=8-9lgLfir/Lo=9-10lgLfir/Lo=10-10.9lgLfir/Lo=10.9-11.4lgLfir/Lo=11.4-12lgLfir/Lo=12-14Total Counts
lg (
Num
ber
/ sq
.deg
)
lg (flux) {Jy}
-4
-2
0
0 2 4 6 8 10
S-z Distribution
1012Lo STFG
25um60um100um170um250um450um850um1mm
lg(F
lux)
{Jy
}
Redshift
• LBOL 1012Lo SFR>102-103Mo/yr • ~ 50 fuentes• Fuerte Evolución• Redshift medio ~ 2.5
• 850m SCUBA JCMT• Re-emision polvo • Muchas líneas de emisión de CO (rotacionales)• Acceso al Universo de alto redshift
-2
-1
0
1
2
3
4
1 10 100 103 104
Observed Frame
z=0z=1z=5z=10
lg (F
)
{W
m-2
}
Observed wavelength o {m}
850m
Conteo de fuentes en radio
2 poblaciones Brillantes (S1.4GHz ~ mJy)
• Elípticas radio emisoras • Agujero negro• sincrotrón S1.4GHz - ~ 0.3
Débiles (S1.4GHz ~ mJy) • Galaxias con formación estelar (STFG)• sincrotrón de SNR• S1.4GHz - ~ 0.8
flujos sub-mJy - (Starburst Galaxies)• <z>~0.3 contrapartidas a alto z de las galaxias con formación estelar en el IR• relación Radio-FIR (S60m ~90 S1.4GHz)
1
10
100
0.1 1 10
Differential Counts of Radio Sources
Total CountsEllipticalsStarburstStarburst (NE)
lg(d
N/d
S S3
/2)
{Jy3
/2/s
t}
lg(Flux) {mJy}
Hopkins et al. 1999
Conteo de fuentes en rayos X
Manners 2003
Brillantes en (0.5-2keV) Población dominante - Quasars S (0.5-2keV) < 10-14 ergs cm-2 s-1
nueva población débiles NELGs (Starbursts / AGN) Densidad ~ 1000-2000/sq.deg.
McHardy et al 1999
Pearson et al 1997
Luz de fondo (background emission)