principio y fin del universoorigen del fcm (“recombinación”) el universo tenía unos 105 años....
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PRINCIPIO Y FIN DEL UNIVERSO
J. J. Ruiz-Lorenzo
Dep. Física, Universidad de Extremadurahttp://www.unex.es/fisteor/juan/juan_talks.html
http://www.unex.es/eweb/astronohttp://www.astronomia2009.es
Badajoz, 30 de Abril 2009
J. J. Ruiz-Lorenzo (UEx) PRINCIPIO Y FIN DEL UNIVERSO ASTRO 2009 1 / 44
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Expansión de Universo (I)
v = H0d , H0 ' 500Km
s Mpc.
H−10 ' 2× 109años.
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Expansión de Universo (II)
z =λg − λo
λ0
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Expansión de Universo (III)
Curvas de luz para Cefeidas.
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Expansión de Universo (IV)
Cefeidas. Relación Periodo-Luminosidad:
Mv = −2.81 log10(P)− (1.43± 0.1)
Descubierta por Henrietta Swan Leavitt.
5 log10
(DL
10pc
)= mB −MB
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Expansión de Universo (IV)
Supernovas SNIa.
5 log10
(DL
10pc
)= mB −MB + α(s − 1)− βc
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Edwin Hubble
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Hubble Space Telescope (NASA)
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Expansión de Universo (V)
v = H0d , H0 ' 75Km
s Mpc.
H−10 ' 13× 109años.
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Relatividad General
Geometría= Materia
Rµν −12
gµνR =8πGc4 Tµν
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Ecuaciones de Friedmann (I)
Principio Cosmológico Perfecto:Todos los observadores del Universo ven la misma cosmohistoria.→ El universo es homogéneo e isótropo.→ Espacios maximalmente simétricos.→ Métrica de Robertson-Walker
ds2 = c2dt2 − a(t)2[
dσ2
1− kσ2 + σ2dθ2 + σ2sen2θdφ2]
Tensor energía-momento de un fluido ideal:
Tµν =( p
c2 + ρ)
UµUν − pgµν
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Ecuaciones de Friedmann (II)
Sustituyendo en las ecuaciones de Einstein, obtenemos lasecuaciones de Friedmann:
a2 =8π3
Gρa2 − kc2
a = −4π3
G(ρ+ 3pc2 )a
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La densidad crítica
La ecuación de Friedmann:
a2 =8π3
Gρa2 − kc2
k = 0, H(t) ≡ a/a.La densidad crítica:
ρc =3H2
8πGExpresaremos todas las densidades en función de la crítica:
Ωi ≡ρi
ρc
Ω =∑
i
Ωi
El escalar de Ricci (curvatura) está dado por:
R = 6H2(Ω− 1)
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Curvatura
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La constante Cosmológica como energía del vacío (I)
Ecuaciones de Friedmann con constante Cosmológica (Λ):
a2 =8π3
Gρa2 +13
Λc2a2 − kc2
a = −4π3
G(ρ+ 3pc2 )a +
13
Λc2a
Ecuaciones de Friedmann sin constante Cosmológica pero condensidad (ρ+ ρv) y presión (p + pv):
a2 =8π3
G(ρ+ ρv)a2 − kc2
a = −4π3
G(ρ+ ρv + 3pc2 + 3
pv
c2 )a
Obtenemos:
ρv =Λc2
8πG,pv = − Λ
8πGPor lo que:
pv = −ρvc2
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La constante Cosmológica como energía del vacío (II)
Conservación de la energía:
ddt
(ρvc2R(t)3
)+ pv
dd
(R(t)3
)= 0
Si la densidad del vacío es constante, obtenemos la ecuación deestado:
pv = wρvc2 , con w = −1 .
Vacío cuántico:Estado Fundamental del “Universo”.Cuánticamente esta compuesto por pares departículas-antipartículas virtuales (∆E∆t ' ~). Efecto Casimir.Suma de todas las energías de punto cero de todos los camposcuánticos presentes en el Universo.
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Evolución del tamaño relativo del universo
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El Fondo Cósmico de Microondas (FCM) (I)
Descubierto por A. Penzias y R. Wilson 1964.
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FCM (II)
T = 2.725± 0.001K(1σ)
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FCM (III): CN Cósmico
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Origen del FCM (“Recombinación”)
El Universo tenía unos 105 años.
“Sopa” de protones, electrones, fotones y núcleos ligeros.La energía de ligadura atómica es aprox. 1 eV [ Que equivale aunos 104 K].La expansión del Universo hace que se enfrie: T ∝ 1/R.Presencia de un 50 % de protones y un 50% de Hidrógeno aT ' 0.3 eV.Ocurrió unos 400 mil años depués de BB.El universo era unos 1200 veces más pequeño que en laactualidad.El Universo se hizo TRANSPARENTE (neutro!!).Ocurrió después del equilibrio materia-radiación (unos 100 milaños depués de BB): ρmateria = ρradiación.
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Origen del FCM (“Recombinación”)
El Universo tenía unos 105 años.“Sopa” de protones, electrones, fotones y núcleos ligeros.
La energía de ligadura atómica es aprox. 1 eV [ Que equivale aunos 104 K].La expansión del Universo hace que se enfrie: T ∝ 1/R.Presencia de un 50 % de protones y un 50% de Hidrógeno aT ' 0.3 eV.Ocurrió unos 400 mil años depués de BB.El universo era unos 1200 veces más pequeño que en laactualidad.El Universo se hizo TRANSPARENTE (neutro!!).Ocurrió después del equilibrio materia-radiación (unos 100 milaños depués de BB): ρmateria = ρradiación.
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Origen del FCM (“Recombinación”)
El Universo tenía unos 105 años.“Sopa” de protones, electrones, fotones y núcleos ligeros.La energía de ligadura atómica es aprox. 1 eV [ Que equivale aunos 104 K].
La expansión del Universo hace que se enfrie: T ∝ 1/R.Presencia de un 50 % de protones y un 50% de Hidrógeno aT ' 0.3 eV.Ocurrió unos 400 mil años depués de BB.El universo era unos 1200 veces más pequeño que en laactualidad.El Universo se hizo TRANSPARENTE (neutro!!).Ocurrió después del equilibrio materia-radiación (unos 100 milaños depués de BB): ρmateria = ρradiación.
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Origen del FCM (“Recombinación”)
El Universo tenía unos 105 años.“Sopa” de protones, electrones, fotones y núcleos ligeros.La energía de ligadura atómica es aprox. 1 eV [ Que equivale aunos 104 K].La expansión del Universo hace que se enfrie: T ∝ 1/R.Presencia de un 50 % de protones y un 50% de Hidrógeno aT ' 0.3 eV.
Ocurrió unos 400 mil años depués de BB.El universo era unos 1200 veces más pequeño que en laactualidad.El Universo se hizo TRANSPARENTE (neutro!!).Ocurrió después del equilibrio materia-radiación (unos 100 milaños depués de BB): ρmateria = ρradiación.
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Origen del FCM (“Recombinación”)
El Universo tenía unos 105 años.“Sopa” de protones, electrones, fotones y núcleos ligeros.La energía de ligadura atómica es aprox. 1 eV [ Que equivale aunos 104 K].La expansión del Universo hace que se enfrie: T ∝ 1/R.Presencia de un 50 % de protones y un 50% de Hidrógeno aT ' 0.3 eV.Ocurrió unos 400 mil años depués de BB.
El universo era unos 1200 veces más pequeño que en laactualidad.El Universo se hizo TRANSPARENTE (neutro!!).Ocurrió después del equilibrio materia-radiación (unos 100 milaños depués de BB): ρmateria = ρradiación.
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Origen del FCM (“Recombinación”)
El Universo tenía unos 105 años.“Sopa” de protones, electrones, fotones y núcleos ligeros.La energía de ligadura atómica es aprox. 1 eV [ Que equivale aunos 104 K].La expansión del Universo hace que se enfrie: T ∝ 1/R.Presencia de un 50 % de protones y un 50% de Hidrógeno aT ' 0.3 eV.Ocurrió unos 400 mil años depués de BB.El universo era unos 1200 veces más pequeño que en laactualidad.
El Universo se hizo TRANSPARENTE (neutro!!).Ocurrió después del equilibrio materia-radiación (unos 100 milaños depués de BB): ρmateria = ρradiación.
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Origen del FCM (“Recombinación”)
El Universo tenía unos 105 años.“Sopa” de protones, electrones, fotones y núcleos ligeros.La energía de ligadura atómica es aprox. 1 eV [ Que equivale aunos 104 K].La expansión del Universo hace que se enfrie: T ∝ 1/R.Presencia de un 50 % de protones y un 50% de Hidrógeno aT ' 0.3 eV.Ocurrió unos 400 mil años depués de BB.El universo era unos 1200 veces más pequeño que en laactualidad.El Universo se hizo TRANSPARENTE (neutro!!).
Ocurrió después del equilibrio materia-radiación (unos 100 milaños depués de BB): ρmateria = ρradiación.
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Origen del FCM (“Recombinación”)
El Universo tenía unos 105 años.“Sopa” de protones, electrones, fotones y núcleos ligeros.La energía de ligadura atómica es aprox. 1 eV [ Que equivale aunos 104 K].La expansión del Universo hace que se enfrie: T ∝ 1/R.Presencia de un 50 % de protones y un 50% de Hidrógeno aT ' 0.3 eV.Ocurrió unos 400 mil años depués de BB.El universo era unos 1200 veces más pequeño que en laactualidad.El Universo se hizo TRANSPARENTE (neutro!!).Ocurrió después del equilibrio materia-radiación (unos 100 milaños depués de BB): ρmateria = ρradiación.
J. J. Ruiz-Lorenzo (UEx) PRINCIPIO Y FIN DEL UNIVERSO ASTRO 2009 21 / 44
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Superficie de la última dispersión (LSS)
J. J. Ruiz-Lorenzo (UEx) PRINCIPIO Y FIN DEL UNIVERSO ASTRO 2009 22 / 44
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Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)
J. J. Ruiz-Lorenzo (UEx) PRINCIPIO Y FIN DEL UNIVERSO ASTRO 2009 23 / 44
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Fluctuaciones en Temperatura del FCM (I)
Movimiento Sistema Solar hacia(l ,b) = (263.68o ± 0.04o,48.24o ± 0.10o) con v = 369± 2km s−1.
J. J. Ruiz-Lorenzo (UEx) PRINCIPIO Y FIN DEL UNIVERSO ASTRO 2009 24 / 44
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Fluctuaciones en Temperatura del FCM (II)
J. J. Ruiz-Lorenzo (UEx) PRINCIPIO Y FIN DEL UNIVERSO ASTRO 2009 25 / 44
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Polarización del FCM
J. J. Ruiz-Lorenzo (UEx) PRINCIPIO Y FIN DEL UNIVERSO ASTRO 2009 26 / 44
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Análisis de las Fluctuaciones del FCM
J. J. Ruiz-Lorenzo (UEx) PRINCIPIO Y FIN DEL UNIVERSO ASTRO 2009 27 / 44
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Parámetros Cosmológicos (I)
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Parámetros Cosmológicos (II)
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El futuro: la sonda Planck
Lanzamiento Mayo 2009!
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El futuro: la sonda Planck
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Nucleosíntesis
Durante los tres primeros minutos del Universo se formaron núcleosde H,D, He y Li.
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Materia Oscura (Lente Gravitacional) (I)
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Materia Oscura (II)
La materia oscura puede ser:
Materia oscura “normal” (bariónica): enanas marrones, polvointerestelar, Massive Astrophysical Compact halo object(MACHO), etc. 20% del total de materia ocura.Materia oscura exótica (80% del total) . Candidatos:
1 Weakly Interacting Massive Particles (WIMP)2 Neutrinos pesados.3 Axiones.4 ...
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Las Cuatro Fuerzas
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Partículas Elementales
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Historia del Universo
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Historia del Universo “Bebé”
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El triángulo cósmico
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Parámetros Cosmológicos (WMAP+”resto”)(III)
Parámetro de Hubble: h = 0.704± 0.016.Densidad Total de Materia: Ωmh2 = 0.132± 0.004.Densidad bariónica (oscura y bariónica): Ωbh2 = 0.0219± 0.0007.Densidad de la radiación: Ωrh2 = 2.47× 10−5.Densidad de Neutrinos: Ων ' 0.001.Constante Cosmológica: ΩΛ = 0.73Densidad Total: Ωtot = 1.011± 0.012.w < −0.82 (95% confianza).
H0t0 '23
(0.7Ωm + 0.3− 0.3ΩΛ)−0.3
t0 ' 13.8× 109años.
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El (gran) Problema de la Constante Cosmológica
Podemos construir las siguientes cantidades usando ~, c y GN .
Longitud de Planck: lP =(
~GNc3
)1/2' 10−35m
Energía de Planck: EP =(
~c5
GN
)1/2' 1019GeV
Una estimación naive de la Constante Cosmológica podría ser:
Λ ' l−2P ' 1070m−2
Pero la medida observacional:
Λexp =3H2ΩΛ
c2 ' 10−52m−2
Si suponemos que la escala la marca la QCD (10−15 m),obtendríamos:
Λ ' 1030m−2
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... Y el futuro (final?)
Solo los hitos más importantes (!):
η = log10
( τ
1año
)
El Madrid -Barcelona del sábado.
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... Y el futuro (final?)
Solo los hitos más importantes (!):
η = log10
( τ
1año
)El Madrid -Barcelona del sábado.
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... Y el futuro (final?)
Solo los hitos más importantes (!):
η = log10
( τ
1año
)
η ∼ 10.2. Muerte del Sol.η ∼ 13. Muerte de las estrellas más ligeras.η ∼ 14. Agotamiento del material nuclear convecional: fin de laformación estelar convencional.η ∼ 30. Los agujeros negros devoran las estrellas a nivelgaláctico.η ∼ 33. Los agujeros negros devoran las estrellas a nivel decúmulos.η ∼ 32− 41. Desintegración del protón.η ∼ 38. Las estrellas de neutrones se convierten en enanasblancas.η ∼ 39. Desintegración del neutrón: las estrellas de neutrones seconvierten en enanas blancas.
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... Y el futuro (final?)
Solo los hitos más importantes (!):
η = log10
( τ
1año
)η ∼ 10.2. Muerte del Sol.
η ∼ 13. Muerte de las estrellas más ligeras.η ∼ 14. Agotamiento del material nuclear convecional: fin de laformación estelar convencional.η ∼ 30. Los agujeros negros devoran las estrellas a nivelgaláctico.η ∼ 33. Los agujeros negros devoran las estrellas a nivel decúmulos.η ∼ 32− 41. Desintegración del protón.η ∼ 38. Las estrellas de neutrones se convierten en enanasblancas.η ∼ 39. Desintegración del neutrón: las estrellas de neutrones seconvierten en enanas blancas.
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... Y el futuro (final?)
Solo los hitos más importantes (!):
η = log10
( τ
1año
)η ∼ 10.2. Muerte del Sol.η ∼ 13. Muerte de las estrellas más ligeras.
η ∼ 14. Agotamiento del material nuclear convecional: fin de laformación estelar convencional.η ∼ 30. Los agujeros negros devoran las estrellas a nivelgaláctico.η ∼ 33. Los agujeros negros devoran las estrellas a nivel decúmulos.η ∼ 32− 41. Desintegración del protón.η ∼ 38. Las estrellas de neutrones se convierten en enanasblancas.η ∼ 39. Desintegración del neutrón: las estrellas de neutrones seconvierten en enanas blancas.
J. J. Ruiz-Lorenzo (UEx) PRINCIPIO Y FIN DEL UNIVERSO ASTRO 2009 43 / 44
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... Y el futuro (final?)
Solo los hitos más importantes (!):
η = log10
( τ
1año
)η ∼ 10.2. Muerte del Sol.η ∼ 13. Muerte de las estrellas más ligeras.η ∼ 14. Agotamiento del material nuclear convecional: fin de laformación estelar convencional.
η ∼ 30. Los agujeros negros devoran las estrellas a nivelgaláctico.η ∼ 33. Los agujeros negros devoran las estrellas a nivel decúmulos.η ∼ 32− 41. Desintegración del protón.η ∼ 38. Las estrellas de neutrones se convierten en enanasblancas.η ∼ 39. Desintegración del neutrón: las estrellas de neutrones seconvierten en enanas blancas.
J. J. Ruiz-Lorenzo (UEx) PRINCIPIO Y FIN DEL UNIVERSO ASTRO 2009 43 / 44
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... Y el futuro (final?)
Solo los hitos más importantes (!):
η = log10
( τ
1año
)η ∼ 10.2. Muerte del Sol.η ∼ 13. Muerte de las estrellas más ligeras.η ∼ 14. Agotamiento del material nuclear convecional: fin de laformación estelar convencional.η ∼ 30. Los agujeros negros devoran las estrellas a nivelgaláctico.
η ∼ 33. Los agujeros negros devoran las estrellas a nivel decúmulos.η ∼ 32− 41. Desintegración del protón.η ∼ 38. Las estrellas de neutrones se convierten en enanasblancas.η ∼ 39. Desintegración del neutrón: las estrellas de neutrones seconvierten en enanas blancas.
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... Y el futuro (final?)
Solo los hitos más importantes (!):
η = log10
( τ
1año
)η ∼ 10.2. Muerte del Sol.η ∼ 13. Muerte de las estrellas más ligeras.η ∼ 14. Agotamiento del material nuclear convecional: fin de laformación estelar convencional.η ∼ 30. Los agujeros negros devoran las estrellas a nivelgaláctico.η ∼ 33. Los agujeros negros devoran las estrellas a nivel decúmulos.
η ∼ 32− 41. Desintegración del protón.η ∼ 38. Las estrellas de neutrones se convierten en enanasblancas.η ∼ 39. Desintegración del neutrón: las estrellas de neutrones seconvierten en enanas blancas.
J. J. Ruiz-Lorenzo (UEx) PRINCIPIO Y FIN DEL UNIVERSO ASTRO 2009 43 / 44
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... Y el futuro (final?)
Solo los hitos más importantes (!):
η = log10
( τ
1año
)η ∼ 10.2. Muerte del Sol.η ∼ 13. Muerte de las estrellas más ligeras.η ∼ 14. Agotamiento del material nuclear convecional: fin de laformación estelar convencional.η ∼ 30. Los agujeros negros devoran las estrellas a nivelgaláctico.η ∼ 33. Los agujeros negros devoran las estrellas a nivel decúmulos.η ∼ 32− 41. Desintegración del protón.
η ∼ 38. Las estrellas de neutrones se convierten en enanasblancas.η ∼ 39. Desintegración del neutrón: las estrellas de neutrones seconvierten en enanas blancas.
J. J. Ruiz-Lorenzo (UEx) PRINCIPIO Y FIN DEL UNIVERSO ASTRO 2009 43 / 44
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... Y el futuro (final?)
Solo los hitos más importantes (!):
η = log10
( τ
1año
)η ∼ 10.2. Muerte del Sol.η ∼ 13. Muerte de las estrellas más ligeras.η ∼ 14. Agotamiento del material nuclear convecional: fin de laformación estelar convencional.η ∼ 30. Los agujeros negros devoran las estrellas a nivelgaláctico.η ∼ 33. Los agujeros negros devoran las estrellas a nivel decúmulos.η ∼ 32− 41. Desintegración del protón.η ∼ 38. Las estrellas de neutrones se convierten en enanasblancas.
η ∼ 39. Desintegración del neutrón: las estrellas de neutrones seconvierten en enanas blancas.
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... Y el futuro (final?)
Solo los hitos más importantes (!):
η = log10
( τ
1año
)η ∼ 10.2. Muerte del Sol.η ∼ 13. Muerte de las estrellas más ligeras.η ∼ 14. Agotamiento del material nuclear convecional: fin de laformación estelar convencional.η ∼ 30. Los agujeros negros devoran las estrellas a nivelgaláctico.η ∼ 33. Los agujeros negros devoran las estrellas a nivel decúmulos.η ∼ 32− 41. Desintegración del protón.η ∼ 38. Las estrellas de neutrones se convierten en enanasblancas.η ∼ 39. Desintegración del neutrón: las estrellas de neutrones seconvierten en enanas blancas.
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... Y el futuro (final?)
η ∼ 39. Desintegración del protón: desaparición de las enanasblancas.
η ∼ 65. Evaporación de agujeros negros con M.η ∼ 116. Evaporación de agujeros negros con 1017M....
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... Y el futuro (final?)
η ∼ 39. Desintegración del protón: desaparición de las enanasblancas.η ∼ 65. Evaporación de agujeros negros con M.
η ∼ 116. Evaporación de agujeros negros con 1017M....
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... Y el futuro (final?)
η ∼ 39. Desintegración del protón: desaparición de las enanasblancas.η ∼ 65. Evaporación de agujeros negros con M.η ∼ 116. Evaporación de agujeros negros con 1017M.
...
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... Y el futuro (final?)
η ∼ 39. Desintegración del protón: desaparición de las enanasblancas.η ∼ 65. Evaporación de agujeros negros con M.η ∼ 116. Evaporación de agujeros negros con 1017M....
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