Upload
others
View
0
Download
0
Embed Size (px)
Citation preview
Temario
n Tipos de galaxias n Escala de distancias
• Distancias • Movimientos y tiempos • La Radiación • Los Planetas • Las Estrellas • Las Galaxias
• El Universo
AST 0111
¿Cómo medir distancias astronómicas?
FIA 0111 Nelson Padilla
Escala de Distancias
Sistema Solar
Radar
Sirve para objetos muy cercanos: - la Luna, asteroides, Venus. - Se mide el tiempo que tarda la onda de radio en volver, viajando a la velocidad de la luz. - E.g., para la Luna a d=380000 km, la onda tarda 2.5 sec. - No es muy útil para distancias astronómicas.
FIA 0111 Nelson Padilla
Más allá: la vecindad Solar
Si se conoce el tipo espectral de la estrella, se conoce su magnitud absoluta.
Por lo tanto, midiendo su magnitud aparente sale el módulo de distancia.
Problemas: absorción interestelar, variaciones en composición química.
Paralajes Espectroscópicas
Distancias a escala galáctica
n Similar a la paralaje espectroscópica, pero usando fotometría.
n Se usan diagramas color-magnitud de cúmulos. Como se conoce la posición de la secuencia principal en el diagrama HR, se puede estimar la distancia con precisión.
n El vector de distancia en ese diagrama es vertical. Cuánto más distante el cúmulo, más débil sus estrellas de secuencia principal.
Fit de la Secuencia Principal
Estrellas Pulsantes (no pulsares)n La variabilidad hace que sea
fácil encontrar estas estrellas. n Grandes amplitudes y
luminosidades altas también ayudan.
n Variables clásicas: Cefeidas en Pob I y RRLyrae en Pob II.
FIA 0111 Nelson Padilla
Pulsantes y Escala de Distancian La importancia fundamental de las estrellas pulsantes en astronomía es la medición de
distancias. n Existe una relación entre el período de la estrella y su brillo intrínseco: cuanto más
largo el período, más brillante es la estrella. n Esa relación período-luminosidad nos permite obtener distancias precisas para
objetos lejanos.
El Grupo Local de Galaxias
Y más allá…
Relación de Tully-Fisher
n Empíricamente se encontró que la amplitud de la curva de velocidad de rotación de una galaxia espiral es proporcional a su tamaño.
n Esto se puede usar como indicador de distancia a grandes distancias.
n Se puede calcular para toda galaxia que rota.
Método tipo “Standard Candle””
El Universo profundo
FIA 0111 Nelson Padilla
Ley de Hubble
Se descubrió observacionalmente que las galaxias distantes se están alejando de la nuestra: expansión del Universo. Además, cuánto más lejos está una galaxia, su velocidad de recesión es más elevada. Este “redshift cosmológico” es la ley de Hubble, que sirve para medir distancias a las escalas más grandes.
Ley de Hubble
V = Ho D
Ley de Hubble
Debate sobre el valor de la constante de Hubble.Hasta hace menos de 20 años, el valor de la constante de Hubble Ho se debatía entre dos valores:
• Ho = 100 km/s/Mpc – de Vaucouleurs et al.• Ho = 50 km/s/Mpc – Sandage et al.
Esto significa que no conocíamos la escala del Universo con un factor de dos!Ahora se mide un valor intermedio Ho = 70 km/s/Mpc.
V = Ho D
V = c z Medir de maneraindependiente
(1 + z) = λo/λe D = cz/Ho
Supernovae Tipo I y IIn SN tipo I provienen de estrellas binarias que intercambian masa. Son las mas luminosas,
y no queda nada de la explosión. No tienen líneas de H, y sus curvas de luz tienen un peak muy brillante, para luego decaer lentamente.
n SN tipo II son estrellas jóvenes y masivas que colapsan y explotan, quedando una NS o un BH como resto. Las SN II tienen líneas de H, y sus curvas de luz tienen un plateau, antes de decaer lentamente.
n Las SN I son las “standard candles” mas importantes a grandes distancias (escalas cosmológicas). Las SN II también pueden ser usadas para medir distancias.
Ley de Hubble
Ojo: para alto redshift se tiene que usar el corrimiento hacia el rojo relativista. Entonces, en lugar de:
Usamos:
V = Ho D
V/c = z
V/c = [(z+1)2-1] / [(z+1)2+1]
Las escalas más grandes del Universo
Escala de Distancias
redshift
n Resumen: La escala de distancia es de importancia fundamental en la Astronomía. Las incertezas se acumulan a medida que nos vamos más lejos.
El Universo
Horizonte• Limitaciones del espacio-tiempo. • Hay dos maneras de perder una
cita: en espacio y en tiempo. • Horizonte de eventos: no
podemos ver más allá. • La luz tiene una velocidad finita. • La región visible se incrementa
con el tiempo. • E.g.: explotan 3 SN A, B y C al
mismo tiempo, pero en distintos lugares. Primero vemos A, luego B, y luego C. Las B y C estaban más allá de nuestro horizonte cuando vimos a A.
• Principio de causalidad.
tiem
po
espacio
noso
tros
C B A
Evidencia del Big Bang
Evidencia del Big Bang
1. Expansión del Universo
2. Radiación de fondo
3. Nucleosíntesis primordial
1. Expansión del Universo• Desde el Big Bang el Universo se está expandiendo. • Ley de Hubble: las galaxias se alejan de nosotros con una velocidad
proporcional a su distancia
• Redshift cosmológico:
• Para alto redshift se tiene que usar el corrimiento hacia el rojo relativista:
(1 + z) = λo/λ
V = Ho D
V/c = z
V/c = [(z+1)2-1] / [(z+1)2+1]
Ley de Hubble V = Ho D
El Big Bang
Universo en expansión: modelos posibles
Paradoja de Olbers
Cómo se ve el Universo si es infinito? El cielo nocturno es oscuro. Por qué es así, si cualquier línea de visual choca con una estrella de una galaxia tarde o temprano? Olbers: el cielo debería ser tan brillante como la superficie de una estrella. Solución: no vemos todo el Universo, vemos sólo una región finita. i) No ha habido tiempo para ver “todo” el Universo, ii) la expansión del Universo no deja que nos llegue toda la luz.
2. Radiación de Fondo de Microondas• La Gran Explosión produjo radiación. Como el Universo se
expande, esa radiación está altamente corrida hacia el rojo. • Esa es la radiación de fondo de microondas (CMB), es
isotrópica. El Universo se enfrió hasta hoy que T = 2.7 K. • La radiación del CMB que llena el Universo fue observada
por Penzias y Wilson en 1963 Prueba del Big Bang y Premio Nobel.
Radiación de Fondo
Cuerpo Negro con T=2.726 K
Mapas de la Radiación de Fondo
El satélite Planck en el 2014 mejoró la resolución de los mapas de los satélites WMAP de 2003 y COBE de 1997. Ahora sabemos cuál es el tamaño de las fluctuaciones primordiales que dieron orígen a las estructuras (cúmulos y galaxias) en el Universo.
Planck
COBE
Mapas de la Radiación de Fondo
Experimento Boomerang en la Antártida. Si tuviéramos ojos sensibles a las microondas, el cielo se vería así.
Radiación de Fondo
de Microondas
Radiación de Fondo
de Microondas
Las observaciones nuevas de los últimos satélites Planck y WMAP indican que el Universo es plano.
Planck
3. Nucleosíntesis Primordial• Producción de elementos en el Big Bang. • Unos 3 minutos después del Big Bang,
cuando el Universo se expandió y enfrió, las partículas elementales (protones y neutrones) chocan para formar núcleos de H, He, y Li.
• El resto de los elementos nace mucho más tarde en las estrellas.
Nucleosíntesis Primordial: Producción de elementos
Nucleosíntesis Primordial: Producción de elementos
Algunos Problemitas…Recordemos a Albert Einstein: e = mc2
1. Materia normal: o materia bariónica (hecha de protones, neutrones, electrones, etc) constituye sólo el 5% del total de la densidad de energía del Universo. Dónde está el otro 95%?
2. Materia Oscura: un 20% del total de la densidad de energía del Universo está en la forma de materia oscura. No la podemos detectar, pero sabemos que está presente por su efecto gravitacional (la necesitamos para explicar la formación de estrcturas, la dinámica de galaxias y cúmulos de galaxias, etc). No sabemos qué es la materia oscura, podría ser bariónica o no bariónica.
3. Energía Oscura: compone un 75% del total de la densidad de energía del Universo. El efecto es que causa una aceleración de la expansión del Universo. No sabemos que es ni entendemos la física de la energía oscura.
La Astrofísica es una descripción del Universo, y todavía nos queda mucho que aprender…
Algunos Problemitas…
Hoy
Hace 13.7 Gyr
Componentes del Universo: Energía Oscura Λ ?
Sólo Materia Oscura Fría
Energía Oscura
y Materia Oscura Fría
tiempo
Evolución del Universo
El Big Bang
Universo en expansión: modelos posibles
El Universo Relativista
• La relatividad general de Einstein predijo el Big Bang.
• Cuánto más lejos observamos, más se acercan las velocidades de los objetos a la velocidad de la luz.
• Redshifts cosmológicos. • Los quásares y las galaxias más
distantes.
Redshift V/c Dist (Mpc) T (Myr)
0 0 0 0
0,01 0,01 40 1290,05 0,05 193 613
0,1 0,1 372 11580,2 0,18 697 20800,5 0,39 1468 3961
1 0,6 2343 56191,5 0,72 2940 6493
2 0,8 3381 70193 0,88 4000 7606
5 0,95 4733 810110 0,98 5587 8454
1000 ~0.99 ~9000 ~13000
T
z
Evolución del Universo
Evolución del Universo
• Densidad crítica
Ω=ρ/ρcrítica
Donde ρcrítica es la densidad que se necesitaría para cerrar el Universo.
• Hoy tenemos Ωo=ρo/ρcrítica • Observacionalmente Ωo=0.25 • Densidad Crítica = 14 átomos de H por metro cúbico. • Sumando todo, hoy habría sólo 2 H/m3
Evolución del Universo• Dos futuros • El destino del Universo está determinado por la densidad
promedio de materia.
ρ > ρcrítica Cerrado (ligado)
ρ = ρcrítica Justo Cerrado
ρ < ρcrítica Abierto (desligado)
• Consecuencia interesante: Si Ω=1 entonces la energía cinética es igual a la energía potencial, la energía total es cero. El Universo nace de la nada, y no habría nada que hacer para generar un Universo.
Geometría del Espacioa) Curvatura positiva:
• la densidad del Universo es mayor que la densidad crítica. • se aplica la geometría esférica, • las líneas paralelas eventualmente convergen, • la suma de los ángulos de un triángulo es mayor que 180 grados. • volumen finito.
b) Curvatura cero: • la densidad del Universo es igual a la densidad crítica. • se aplica la geometría plana, • las líneas paralelas nunca se juntan, • la suma de los ángulos de un triángulo es igual a 180 grados. • volumen infinito
c) Curvatura negativa: • la densidad del Universo es menor que la densidad crítica. • se aplica la geometría hiperbólica, • las líneas paralelas eventualmente divergen, • la suma de los ángulos de un triángulo es menor que 180 grados. • volumen infinito.
Geometría del Espacio
Comportamiento de dos haces de luz paralelos en distintos universos.
Geometría del Espacio
Aunque en escalas pequeñas parece plana, la Tierra es esférica.
Evolución del Universo
Evolución del Universo
2016
2022
Evolución del Universo
El Principio Cosmológico
El Universo es homogéneo e isotrópico.
• Homogéneo significa que no hay ningún lugar privilegiado, si estuviéramos en otro lugar, el Universo se vería igual.
• Isotrópico significa que no hay ninguna dirección privilegiada, hacia cualquier dirección que veamos, el Universo se vería igual.
El Universo Relativista
• Asumiendo este principio cosmológico, la relatividad general de Einstein predijo el Big Bang.
• Cuánto más lejos observamos, más se acercan las velocidades de los objetos a la velocidad de la luz.
• Redshifts cosmológicos. • Los quásares y las galaxias más
distantes.
Distancias en cosmología relativista
• En general:
donde a(t) y k pueden ser cualquier cosa. • Espacio plano estático: a(t)=1, k=0, lo cual
nos deja: dΣ2= dr2 + r2 dΩ2, o sea la distancia euclídea.
62
Nacimiento de las estructuras en el Universo
Primero aparecen fluctuaciones pequeñas, que despues crecen (escenario “bottom-up”).
Simulación STAND Centro de Astro-Ingeniería UC
0
5
10
15
T (m
iles
de m
illon
es d
e añ
os)
n Orígen de la materia
n Formación de la Vía Láctea
n Formación de la Tierra
n Nacimiento de la Vida
n Presente
Radiación
Materia
Galáctica
Estelar
Planetaria
Química
Biológica
Cultural
?
Evolución Cósmica
10000000000 años el Sol se muere
20000000000 años la galaxia se fusiona con Andrómeda
10000000000000 años las estrellas enanas se enfrían
100000000000000 no se forman mas estrellas convencionalmente
1000000000000000 años los planetas se dispersan
10000000000000000 años estrellas se forman por colisiones de enanas marrones
10000000000000000000 años el Sol se evapora de la galaxia
10000000000000000000000000000000000 años agujeros negros de tamaño galáctico: la era de agujeros negros
1000000000000000000000000000000000000000000 años decae la materia (protones, neutrones)
10000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000 años se evaporan agujeros negros de masas estelares
>10**100 años: la era de la oscuridad
El Futuro Lejano
Energía Oscura: la clave de nuestro destino final.
• Ecuación de estado p = w * ρ
• si w=-1 tenemos constante cosmológica y tenemos la muerte por enfriamiento (en t=∞)
• pero si w<-1, entonces tenemos la ENERGÍA FANTASMA que produce lo siguiente: expansión infinita. Resultado de Planck de la semana pasada?????
Big Rip
• En el big-rip la expansión se vuelve infinita.
w=-1.5, H0=70km/s/Mpc, Ωm=0.3 =>trip=22mil millones de años
• Pero 60 millones de años antes del fin, la Vía Láctea se desarmaría. • 3 meses antes del fin, se desarma el sistema solar • minutos antes, la tierra se desarma (y el sol también) • unos instantes antes, los átomos se desarman.