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Estructura del Universo
Expansión de Universo
Ley de Hubble Cosmología
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Preguntas (parciales)
¿Que es el Universo? ¿Tuvo el Universo un inicio? ¿Tendrá el Universo un fin?
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Cielo Nocturno es oscuro
• ¿Como se vería el Universo si fuese infinito y estático?
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Tres Pilares de evidencia que sostienen el Big Bang
Expansión del Universo
Elementos Livianos
Radiación Cósmica
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Pilar 1: Expansión
En 1929, Edwin Hubble descubre que galaxias distantes tienen velocidades de recesión mayor que galaxias cercanas.
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Ley de Hubble
Las galaxias aparentemente se alejan de nosotros a una velocidad proporcional a su distancia - Hubble (1929)
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Pilar 2: Elementos Livianos
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Pilar 2: Elementos Livianos
Hidrógeno: 75% Helio: 24% Helio-3: 1 parte en 10000 Deuterio: 1 parte en 100,000 Litio: 1 parte en 1,000,000,000
Predicciones 75% 24%
1 parte en 10000 1 parte en 100,000 1 parte en 1,000,000,000
Observaciones
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Big Bang • Cosmología moderna se inicia en 1915 con Einstein. • Principio Cosmológico - Universo es homogeneo e isotópico • Teoría general de la Relatividad predice la expansión del
Universo. • La expansión explica el corrimiento al rojo cosmológico. Ley
de Hubble V=HoD • Universo en expansión probablemente se originó en una
“explosión” llamada Big Bang. ➨ Edad, 1/H ≈ 13.7 mil millones de años (H≈73 km/s/Mpc) ➨ Problema: estrellas en CG más antiguas
➨ ¿Es el Universo finito o infinito? ¿Ligado o desligado?
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Universo y Gravedad
La gravedad actúa a distancia. Ya que es siempre atractiva la expansión del Universo
debe estar disminuyendo. DEFINICIÓN
Ω=ρ/ρcrítico
ρcrítico: Densidad necesaria para cerra el Universo
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Densidad, Ωo
• Definición:
• Densidad Grupo Local 2.5x10-32 gr/cm3 ⇒Ωo=0.005 (esto no incluye Materia oscura)
• Ωo=1, corresponde a densidad crítica. • En la Vía Láctea, M/L≈100, ⇒Ωo=0.5 Interesante • En general, observacionalmente se encuentra que
Ωo=0.25
c
oo
c ρρ
ρρ
≡Ω⇒≡Ω (Hoy)
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Destino de Universo Destino del Universo está determinado por la densidad
promedio de materia.
– Densidad > Densidad Crítica => Cerrado (ligado) – Densidad = Densidad Crítica => Justo Cerrado – Densidad < Densidad Crítica => Abierto (desligado)
Densidad Crítica = 14 átomos de H por metro cúbico.
Consecuencia interesante: Si Ω=1 entonces la energía cinética es igual a la energía potencial, es decir la energía total es exactamente cero. El Universo nace de la nada; no habría nada que hacer para generar un Universo.
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Geometría del Universo
• La forma del espacio está determinada por la cantidad de materia Universo.
• La curvatura puede ser positiva (a), cero (b), o negativa (c), dependiendo de la densidad promedio en el Universo es mayor, igual o menor que la densidad crítica.
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Pilar 3: Radiación Cósmica
Remanente del Big Bang, detectado en 1964 (Penzias & Wilson, Nobel Prize). Observado en detalle por los satélites COBE (1990), Boomerang (1999), Maxima (1999), WMAP (2002) y Planck (2010).
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El Fondo de Microondas observado por el satélite COBE (bajo contraste)
Fluctuaciones de temperatura, ¡una parte en 105!
El Universo es un cuerpo negro con una temperatura de 2.728 K
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Fondo de Micro-ondas • Penzias y Wilson, 1965, radiación llena el Universo.
! Evidencia del Big Bang
• Más moderno, 1991, observaciones con COBE. ✙ Cuerpo negro, T =2.73 K, Radiación casi perfectamente
isotrópica ✙ Levemente más caliente hacia constelación de Leo
➪ Resultado del movimiento general de la Tierra con una velocidad de ~ 390 km/s hacia Leo
➪ Vía Láctea se mueve hacia Centauros con 600 km/s.
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El campo de Radiación primordial es una consecuencia de este origen caliente. Hoy se observa esta radiación
altamente corrida al rojo, se llama el fondo de micro-ondas.
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Temperatura vs tiempo • A medida que el Universo se
expande, la longitud de onda de los fotones de la radiación de fondo aumenta y la temperatura decae.
• 300,000 años después del Big Bang, cuando la temperatura era cerca de 3,000 K , los átomos de hidrógeno se forman (época de recombinación) y el Universo se hace transparente.
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Inflación
• La isotropía resulta ser un problema en la teoría anterior.
• Dos extremos opuestos a nosotros están separados por 26 mil millones de años. Entonces ¿por qué tienen la misma temperatura?
• Inflación, ocurre cuando el Universo tenía una edad de 0.000000000000000000000001 seg. (10-23).
• Una pequeña parte del espacio crece para convertirse en nuestro Universo.
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Historia de la Materia • Inicialmente las 4 fuerzas de la naturaleza eran similares. • Durante el primer instante, materia y antimateria se anhilaban
entre ellos. • Después, la producción de pares cesa, el Universo sigue en
expansión y los fotones ya no tienen suficiente energía para mantener la producción de pares.
• Quiebre de simetría, resulta un número levemente mayor de partículas que de antipartículas; protones, electrones y neutrones.
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Historia breve del Universo
• El Universo se inicia caliente, denso y lleno de radiación. • A medida que el Universo se expande, se enfría,
" Elementos livianos se forman durante los primeros minutos " Los átomos se forman después de 300,000 años " Las estrellas se forman después de 100,000,000 de años " Las galaxias y cuásares se forman después de 200,000,000 de años
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Origen de la Estructura
La estructura en el Universo se originó en diminutas fluctuaciones cuánticas amplificadas por inflación.
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¿Cómo llegamos de un universo increíblemente suave del pasado a uno altamente estructura hoy?
Respuesta: Inestabilidades Gravitacionales
Mapa COBE, z~1000, δ~10-5 Mapa APM z=0, δ~1
• Regiones sobre-densas se hacen más densas a medida que el Universo se expande. • Regiones sub-densas se hacen menos densas a medida que el Universo se expande.
Aparentemente esto contradice la intuición termodinámica de que un sistema físico tiende ha hacerse´cada vez más uniforme con el tiempo.
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Al final de la década de los 70 hubo astrónomos que se dieron cuenta de la riqueza de información que subyace en las
distribución de las galaxias.
1,000,000 de galaxias contadas a mano por Shane and Wirtanen de fotografías digitalizadas por Peebles, Groth y Seldner
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Interactions with electons
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Formación de galaxias • Galaxias se forman de enormes nubes de gas
primordial. • Galaxias en el pasado eran más azules y mas
brillantes debido a formación de estrellas y estrellas jóvenes.
• La formación de estrellas determina la estructura inicial de la galaxia.
• Problemas: materia oscura (90%), colisiones, función inicial de masa, composición, etc.
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Respuestas (parciales) • ¿Que es el Universo? Es todo materia, energía y
espacio-tiempo. • ¿Tuvo el Universo un inicio? Si, probablemente
esto ocurrió entre 12 y 18 miles de millones de años atrás, en el Big Bang.
• ¿Tendrá el Universo un fin? Observaciones actuales señalan que el Universo se expanderá para siempre.