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El Universo observable Sao Carlos, 20/05/2013 H ´ ector Vucetich Observatorio Astron ´ omico Universidad Nacional de La Plata El Universo observable– p. 1/4
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El Universo observableSao Carlos, 20/05/2013
Hector Vucetich
Observatorio Astronomico
Universidad Nacional de La Plata
El Universo observable– p. 1/43
Introducción
Desde tiempos muy antiguos, el hombre hadeseado comprender el Universo que nos rodea.Muchos modelos de Universo fueron propuestosbasándose sobre Hipótesis de Simetría aunquecon poco respaldo observacional.
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Una Tierra Plana
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Universo Geocéntrico
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Universo Heliocéntrico
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Nuestro modelo de Universo
• Nuestra civilización científica ha desarrolladosu propio modelo de Universo.
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Nuestro modelo de Universo
• Nuestra civilización científica ha desarrolladosu propio modelo de Universo.
• Está basado también sobre hipótesis desimetría
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Nuestro modelo de Universo
• Nuestra civilización científica ha desarrolladosu propio modelo de Universo.
• Está basado también sobre hipótesis desimetría
• pero también sobre una rica baseobservacional
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Nuestro modelo de Universo
• Nuestra civilización científica ha desarrolladosu propio modelo de Universo.
• Está basado también sobre hipótesis desimetría
• pero también sobre una rica baseobservacional
• y se llama. . .
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El Big Bang
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Los Principios
• El principio galileano: Las leyes de la física son lasmismas en todo el Universo.
El Universo observable– p. 8/43
Los Principios
• El principio galileano: Las leyes de la física son lasmismas en todo el Universo.
• El principio cosmológico: El Universo es homogéneo eisotrópico.
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Los Principios
• El principio galileano: Las leyes de la física son lasmismas en todo el Universo.
• El principio cosmológico: El Universo es homogéneo eisotrópico.
• La expansión de Hubble: El Universo se expandecomo un todo.
El Universo observable– p. 8/43
Los Principios
• El principio galileano: Las leyes de la física son lasmismas en todo el Universo.
• El principio cosmológico: El Universo es homogéneo eisotrópico.
• La expansión de Hubble: El Universo se expandecomo un todo.
• El fondo de radiación: El Universo está bañado por poruna radiación de fondo de 3 K.
El Universo observable– p. 8/43
Los Principios
• El principio galileano: Las leyes de la física son lasmismas en todo el Universo.
• El principio cosmológico: El Universo es homogéneo eisotrópico.
• La expansión de Hubble: El Universo se expandecomo un todo.
• El fondo de radiación: El Universo está bañado por poruna radiación de fondo de 3 K.
• Inflación: El Universo pasó por un periodo muy brevede expansión exponencial.
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Las leyes
• I: La geometría(Principios Galileano, Cosmológico yExpansión de Hubble)
ds2 = c2dt2 − a2(t)ds2
E
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Las leyes
• I: La geometría(Principios Galileano, Cosmológico yExpansión de Hubble)
ds2 = c2dt2 − a2(t)ds2
E
• II: La evolución(Principio Galileano y Relatividad General)
a2
a2+
k
a2=
8πG
2c2ǫ(p, T )
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Las leyes
• III: La ecuación de estado(Principio Galileano, Fondo Cósmico deRadiación y Modelo Estándard)
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Las leyes
• III: La ecuación de estado(Principio Galileano, Fondo Cósmico deRadiación y Modelo Estándard)
• Existe equilibrio termodinámico p.c.t. t
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Las leyes
• III: La ecuación de estado(Principio Galileano, Fondo Cósmico deRadiación y Modelo Estándard)
• Existe equilibrio termodinámico p.c.t. t
• El contenido del Universo está formado por lamateria estándard, más la materia oscura,más la energía oscura
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Ecuación de estado
• Materia hadrónica: Formada por laspartículas del Modelo Estándar de lasInteracciones Fundamentales.
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Ecuación de estado
• Materia hadrónica: Formada por laspartículas del Modelo Estándar de lasInteracciones Fundamentales.
• Materia oscura: Interactúa sólo (?) con lagravitación. Constitución desconocida.
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Ecuación de estado
• Materia hadrónica: Formada por laspartículas del Modelo Estándar de lasInteracciones Fundamentales.
• Materia oscura: Interactúa sólo (?) con lagravitación. Constitución desconocida.
• Materia demoníaca: (Energía oscura)Produce antigravedad (?); viola el 2 principiode la termodinámica.
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Distancias
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Escala de distancias
• La medición de distancias es uno de losprocesos más complejos en cosmología.
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Escala de distancias
• La medición de distancias es uno de losprocesos más complejos en cosmología.
• Tradicionalmente, está afectado por enormeserrores sistemáticos.
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Escala de distancias
• La medición de distancias es uno de losprocesos más complejos en cosmología.
• Tradicionalmente, está afectado por enormeserrores sistemáticos.
• Actualmente, se hace en tres etapas:paralajes, estrellas variables y supernovas.
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Paralaje
Las distancias a las estrellas cercanas se midencon la paralaje π.
**
*
*
*
V
I
π
D *
La unidad de distancia el el parsec = (paralajede 1′′).
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Medición de paralajes
• La medición de una paralaje estelar se hacemidiendo la variación angular de la imagende una estrella durante un año.
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Medición de paralajes
• La medición de una paralaje estelar se hacemidiendo la variación angular de la imagende una estrella durante un año.
• Con telescopios en tierra puede lograrse unerror de 0,1′′.
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Medición de paralajes
• La medición de una paralaje estelar se hacemidiendo la variación angular de la imagende una estrella durante un año.
• Con telescopios en tierra puede lograrse unerror de 0,1′′.
• El satélite Hipparcos logró medidas con error∼ 0,001′′
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Medición de paralajes
• La medición de una paralaje estelar se hacemidiendo la variación angular de la imagende una estrella durante un año.
• Con telescopios en tierra puede lograrse unerror de 0,1′′.
• El satélite Hipparcos logró medidas con error∼ 0,001′′
• El satélite Gaia podrá medir (en principio)paralajes del orden de π ∼ 10−5.
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Estrellas variables
• Estrellas muy luminosas, cuyo brillo varíaperiódicamente.
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Estrellas variables
• Estrellas muy luminosas, cuyo brillo varíaperiódicamente.
• Pueden detectarse a gran distancia por laforma de su curva de luz.
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Estrellas variables
• Estrellas muy luminosas, cuyo brillo varíaperiódicamente.
• Pueden detectarse a gran distancia por laforma de su curva de luz.
• Su calibración se hace con estrellas de lamisma clase en la Galaxia.
El Universo observable– p. 16/43
Estrellas variables
• Estrellas muy luminosas, cuyo brillo varíaperiódicamente.
• Pueden detectarse a gran distancia por laforma de su curva de luz.
• Su calibración se hace con estrellas de lamisma clase en la Galaxia.
• La calibración es aun muy difícil.
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Cefeidas
Curva de luz de Delta de Cefeo
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RelaciónP − L
El brillo de las cefeidas depende de su periodo.
-8
-7
-6
-5
-4
MW
(VI)
1.61.41.21.00.80.6
log P
WVI(2.45)
B07a = -5.85 ± 0.03b = -3.37 ± 0.12
B06 fit F01
1.61.41.21.00.80.6
log P
WVI(2.53)
B07a = -5.93 ± 0.03b = -3.43 ± 0.11
B06 fit S04
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Supernovas Ia
• Son gigantescas explosiones estelares, cuyobrillo puede ser mayor que el de toda unaGalaxia.
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Supernovas Ia
• Son gigantescas explosiones estelares, cuyobrillo puede ser mayor que el de toda unaGalaxia.
• Visible desde distancias cosmológicas.
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Supernovas Ia
• Son gigantescas explosiones estelares, cuyobrillo puede ser mayor que el de toda unaGalaxia.
• Visible desde distancias cosmológicas.• Su brillo, casi constante, puede corregirse a
un brillo patrón.
El Universo observable– p. 19/43
Supernovas Ia
• Son gigantescas explosiones estelares, cuyobrillo puede ser mayor que el de toda unaGalaxia.
• Visible desde distancias cosmológicas.• Su brillo, casi constante, puede corregirse a
un brillo patrón.• Pueden calibrarse con supernovas en
galaxias cercanas.
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Escala de distancias
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Dos pasos
• La escala de distancias se establece en dospasos.
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Dos pasos
• La escala de distancias se establece en dospasos.
• Medición de la constante de Hubble(Galaxias cercanas).
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Dos pasos
• La escala de distancias se establece en dospasos.
• Medición de la constante de Hubble(Galaxias cercanas).
• Medición de la aceleración del Universo(Galaxias lejanas).
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Medición deH0
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Medición de la aceleración
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El Fondo Cósmico de Radiación
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Propiedades
• El fondo cósmico de radiación tiene elespectro de un cuerpo negro con unatemperatura de T0 = (2,72548 ± 0,00057) K.
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Propiedades
• El fondo cósmico de radiación tiene elespectro de un cuerpo negro con unatemperatura de T0 = (2,72548 ± 0,00057) K.
• Hay una fluctuación dipolar, que correspondeal movimento del Sistema Solar a través delFRC con una amplitud de ∼ 10−3T0.
El Universo observable– p. 25/43
Propiedades
• El fondo cósmico de radiación tiene elespectro de un cuerpo negro con unatemperatura de T0 = (2,72548 ± 0,00057) K.
• Hay una fluctuación dipolar, que correspondeal movimento del Sistema Solar a través delFRC con una amplitud de ∼ 10−3T0.
• Hay fluctuaciones menores, con una amplitudde ∼ 10−5T0.
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Un cuerpo negro perfecto
0
50
100
150
200
250
300
350
400
2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22
Inte
nsity [M
Jy/s
r]
Frequency [1/cm]
Cosmic Microwave Background Spectrum from COBE
COBE Data
Black Body Spectrum
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El cielo en microondas
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El cielo en alta resolución
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Un espectro limitado
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Un espectro más moderno
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Interpretación
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Origen
• Las fluctuaciones iniciales en el plasmaoriginaron ondas sonoras en el fluidoformado por materia bariónica y radiación.
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Origen
• Las fluctuaciones iniciales en el plasmaoriginaron ondas sonoras en el fluidoformado por materia bariónica y radiación.
• La materia oscura, atraída por la gravedad,se comprimió y ayudó a generar oscilaciones.
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Origen
• Las fluctuaciones iniciales en el plasmaoriginaron ondas sonoras en el fluidoformado por materia bariónica y radiación.
• La materia oscura, atraída por la gravedad,se comprimió y ayudó a generar oscilaciones.
• Las ondas se propagaron con velocidadvariable y frecuencia variables.
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Ondas en el plasma original
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Origen (2)
• Cuando la temperatura del Universodisminuyó, los electrones se combinaron conlos protones y el Universo se hizotransparente.
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Origen (2)
• Cuando la temperatura del Universodisminuyó, los electrones se combinaron conlos protones y el Universo se hizotransparente.
• La radiación escapó y dejó de hacer presiónsobre la materia bariónica.
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Origen (2)
• Cuando la temperatura del Universodisminuyó, los electrones se combinaron conlos protones y el Universo se hizotransparente.
• La radiación escapó y dejó de hacer presiónsobre la materia bariónica.
• La radiación se propagó libremente hastallegar a los satélites que la detectaron.
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Origen (3)
• Las ondas de materia bariónica se detuvieroncuando la presión de radiación desapareció.
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Origen (3)
• Las ondas de materia bariónica se detuvieroncuando la presión de radiación desapareció.
• La materia formó superficies esféricas y fuearrastrada por la expansión del Universo.
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Origen (3)
• Las ondas de materia bariónica se detuvieroncuando la presión de radiación desapareció.
• La materia formó superficies esféricas y fuearrastrada por la expansión del Universo.
• El radio de esas esferas se llama el horizontesónico.
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Origen (3)
• Las ondas de materia bariónica se detuvieroncuando la presión de radiación desapareció.
• La materia formó superficies esféricas y fuearrastrada por la expansión del Universo.
• El radio de esas esferas se llama el horizontesónico.
• Su valor puede calcularse a partir de losdatos del FCR.
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La señal de los bariones
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Conclusiones
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Resultados (Planck)
Parámetro N V ± σ
Edad del Universo (Ga) t0 13,717 ± 0,048
Constante de Hubble (km/s/Mpc) H0 67,3 ± 1,4
Densidad de Bariones ΩB 0,04868±0,00093
Densidad de Materia Oscura ΩM 0,266 ± 0,015
Densidad de “Energía Oscura” ΩΛ 0,685 ± 0,018
“Densidad de Curvatura” ΩK −0,0004± 0,0033
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La materia del Universo (WMAP)
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Nuestro conocimiento delUniverso
• Los datos obtenidos de las escalas dedistancias y principalmente del FondoCósmico de Radiación resumen nuestroconocimento actual de Universo.
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Nuestro conocimiento delUniverso
• Los datos obtenidos de las escalas dedistancias y principalmente del FondoCósmico de Radiación resumen nuestroconocimento actual de Universo.
• “We find no strong evidence to favour anyextension to the base LCDM cosmology,either from the CMB temperature powerspectrum alone, or in combination with thePlanck lensing power spectrum and otherastrophysical data sets.” Planck
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Tres sapos grandes
• Hay, sin embargo, varios problemas en lafísica del modelo cosmológico estándar:
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Tres sapos grandes
• Hay, sin embargo, varios problemas en lafísica del modelo cosmológico estándar:
• La materia oscura,
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Tres sapos grandes
• Hay, sin embargo, varios problemas en lafísica del modelo cosmológico estándar:
• La materia oscura,• La energía oscura y
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Tres sapos grandes
• Hay, sin embargo, varios problemas en lafísica del modelo cosmológico estándar:
• La materia oscura,• La energía oscura y• El inflatón.
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¿Conocemos el Universo?
• Ninguno de esos tres personajes ha sidoestudiado en el laboratorio.
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¿Conocemos el Universo?
• Ninguno de esos tres personajes ha sidoestudiado en el laboratorio.
• Tampoco han sido detectados en fenómenosastrofísicos.
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¿Conocemos el Universo?
• Ninguno de esos tres personajes ha sidoestudiado en el laboratorio.
• Tampoco han sido detectados en fenómenosastrofísicos.
• Algunos “candidatos” tienen problemas deconsistencia. (Por ejemplo, energía del vacío)
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¿Conocemos el Universo?
• Ninguno de esos tres personajes ha sidoestudiado en el laboratorio.
• Tampoco han sido detectados en fenómenosastrofísicos.
• Algunos “candidatos” tienen problemas deconsistencia. (Por ejemplo, energía del vacío)
• Y tampoco sabemos tratar la gravitacióncuántica. . .
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Final
Como toda ciencia que florece, la cosmologíaresuelve problemas viejos mientras planteanuevos.
Lo admirable no es que el Universo seatan grande sino que el hombre haya sidocapaz de medirlo.
ANATOLE FRANCEEl jardín de Epicuro
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