Javier Gorgas Universidad Complutense de Madrid

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Javier GorgasUniversidad Complutense de Madrid
Desvelando el Universo
Del microcosmos al macrocosmos
Cosmología
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Tema 0 Introducción Tema 1 La visión del mundo
previa al siglo XX Tema 2 La Teoría de la
Relatividad Tema 3 La Mecánica Cuántica Tema 4
Átomos, moléculas y biomoléculas Tema 5 Física
nuclear Tema 6 Física de partículas Actividad
Complementaria El mundo de las partículas y los
aceleradores Tema 7 Historia de la Astronomía y
Astronomía básica Tema 8 Los instrumentos del
astrónomo Tema 9 El trabajo del astrónomo
profesional Tema 10 El Sistema Solar Tema 11
Las estrellas Tema 12 El medio interestelar y la
Vía Láctea Tema 13 Las galaxias Actividad
Complementaria Visita al Observatorio UCM Tema
14 Cosmología observacional
PROGRAMA Curso 2007/08
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Cosmología

• La cosmología es el estudio de cómo nació, ha
  evolucionado y terminará el Universo. Es el
  estudio de su tamaño y su estructura.
• Es una ciencia y sigue el método científico. Las
  predicciones han de ser contrastadas con
  observaciones. (Pero existe un solo Universo con
  el que comparar).
• Actualmente existe un modelo cosmológico
  estándar.
• Importantes consecuencias filosóficas.

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Evolución histórica

• De la mitología a la cosmología.
• Cosmología filosófica griega (aplicación del
  razonamiento al Universo). El Universo es eterno,
  ordenado e inmutable.
• Sistema de Ptolomeo.
• Sistema copernicano.
• Las leyes de Kepler
• Ley de la Gravitación Universal (Isaac Newton).
• El Universo era infinito y está gobernado por las
  leyes de la Física.
• La paradoja de Olbers (Por qué el cielo es
  oscuro por la noche?)

5
La cosmología cíentífica

• El debate de Shapley-Curtis (1918)
• Distancia a Andromeda (Hubble, 1920)

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Descubrimiento de la expansión de Universo

• Slipher (1917), Edwin Hubble (1929)

7
Ley de Hubble

• V H0 d
• constante de Hubble

Valor original 500 (Hubble subestimó las
distancias)
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El Principio Cosmológico

• El Universo, a gran escala, es
• homogéneo e isótropo
• No existe un centro de expansión

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Interpretación de la expansión

• Las galaxias no se mueven, pero aumenta el
  espacio entre ellas.
• La velocidad aparente es proporcional a la
  distancia.
• Desde cualquier galaxia se observa el mismo
  fenómeno.

El desplazamiento al rojo cosmológico
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La relatividad general

• Albert Einstein (1916)

• La materia curva el espacio-tiempo.
• La fuerza de la gravedad es una consecuencia de
  esa curvatura.

• Pruebas observacionales
• Precesión del perihelio de Mercurio
• Eclipse solar

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Aplicación de la Relatividad General a la
estructura del Universo

• El espacio puede ser curvo.
• El Universo puede ser finito y no tener
  fronteras.
• La materia curva el espacio.
• La curvatura del espacio depende de su masa
• El espacio ha de estar en movimiento
• El Universo se ha de estar contrayendo o
  comprimiendo.
• Introducción de la constante cosmológica

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Expansión de un Universo curvo

• Conexión entre teoría y observaciones Hubble
  Lemaitre - Einstein

13
Expansión de un Universo curvo
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Modelos cosmológicos
Cerrado
Plano
Abierto
15
Posibles evoluciones del Universo
La materia del Universo va frenando la
expansión El modelo correcto depende de la
densidad
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Densidad crítica del Universo

17
Posibles evoluciones del Universo
Conexión entre densidad, geometría y
evolución. La clave está en medir la densidad.
18
El Big Bang
Expansión de la expansión hacia atrás ?
singularidad inicial (Big Bang)
No sólo es el origen de la materia/energía, sino
también del espacio y el tiempo. Las preguntas
dónde ocurrió?, qué había antes? no tienen
sentido
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Resolución de la paradoja de Olbers

• El Universo observable no es infinito. Sólo
  podemos observar objetos en un radio igual a
  t(Universo) años-luz
• La cantidad de estrellas creadas en un tiempo
  finito es finita.
• La luz de los objetos más lejano está muy
  desplazada hacia el rojo (Efotón hc/?)

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Evidencias a favor del Big Bang

• La propia expansión del Universo
• Los objetos lejanos son diferentes a los más
  cercanos
• Predice las abundancias observadas de los
  diferentes elementos
• Predice la existencia de materia oscura
• La radiación cósmica de fondo

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Observar el pasado
Los objetos más lejanos son diferentes.
Observamos el pasado en directo.
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Descubrimiento de la radiación cósmica de fondo
1965 Penzias Wilson
Una radiación en ondas milimétricas,
correspondiente a un cuerpo negro a 2.7 K, llena
el espacio Coincide exactamente con las
predicciones teóricas de una radiación fósil del
Big Bang El fondo cósmico de microondas
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Explicación de la radiación cósmica de fondo
La era de la recombinación (t300000 años)
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El fondo cósmico de microondas
COBE
Fluctuaciones de ?T 0.00003 K
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Estructura del Universo a gran escala
26
Rotación de galaxias
27
Cúmulos de galaxias
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Lentes gravitacionales
Confirmación relatividad general Telescopios
naturales El retardo entre imágenes permite
medir H0 Distribución de materia en los cúmulos
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Materia Oscura

• La mayoría de la materia del Universo está en una
  forma oscura desconocida
• Materia normal (bariónica)
• Materia oscura fría (axiones)
• Materia oscura caliente (neutrinos)
• Neutralinos

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Evolución de estructuras
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El problema de la uniformidad
La radiación de fondo es muy isótropa (1 parte en
100000) La radiación en dos regiones opuestas del
cielo (y separadas por 30x109 años luz) proviene
de regiones no conectadas en la era de la
recombinación
32
El problema de la planitud
Las observaciones indican que la densidad actual
es muy próxima a la crítica
33
La inflación
Guth (1980) En 1032 segundos el Universo
multiplicó su tamaño por 1050
34
La inflación solucionan los problemas de
uniformidad y planitud
35
Una breve historia del Universo

• t 0 ? ?
• t 1043 s T 1032 K Era de Planck (separación
  de la gravedad)
• t 1035 s T 1027 K Inflación
• t 1012 s T 1015 K Separación de la fuerza
  nuclear débil
• t 106 s T 1013 K Confinamiento de los quarks
  (formación p,n)
• t 1 s T 6x109 K Aniquilación de
  materia-antimateria
• t 106 s T 1013 K Confinamiento de los quarks
• t 3 m T 109 K Nucleosíntesis primordial
• t 3x105 a T 3000 K Recombinación del
  hidrógeno
• El Universo
  se
• hace transparente

36
Una breve historia del Universo
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La cosmología del siglo XXI

• Medidas de la constante de Hubble
• El fondo cósmico de microondas
• Supernovas distantes
• Estructura a gran escala
• Materia y energía
• La edad del Universo
• El futuro del Universo

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Medidas de la constante de Hubble

• Mejores medidas de distancias a galaxias cercanas
• Retrasos en lentes gravitacionales

39
Resultados de WMAP
40
Resultados de WMAP
41
Estudio de supernovas distantes(Supernova
Cosmology Project)
42
Diagrama de Hubble para supernovas distantes
La expansión se está acelerando!
43
Interpretación de los resultados conjuntos
No hay materia suficiente para cerrar el
Universo, pero este es plano y se está acelerando
? Hace falta una constante cosmológica
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Historia de la expansión del Universo
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Materia y energía en el Universo
3.6
gas, estrellas oscuras
estrellas
0.4
23
L 0.73 W 0.27
SNIa
Materia oscura
L
73
Estudios dinámicos, etc
W 0.3
(Energía del vacío)
Nucleosíntesis BB
WB 0.04
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La edad del Universo

• Cúmulos globulares 11 - 14 x 109 años
• Cosmocronología 11 - 20 x 109 años
• Enanas blancas 9 - 13 x 109 años
• La vecindad solar 12 - 14 x 109 años
• H0 72
• Si W 0.27 y L 0.73 13.7 x 109
  años
• Si W 1 y L 0 9.4 x 109
  años

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El futuro del Universo
Expansión frenándose
Expansión acelerándose
El Universo observable será cada vez una fracción
menor