1) El documento resume el origen y evolución del universo desde el Big Bang hasta la formación de estructuras, incluyendo eventos como la nucleosíntesis primordial, la radiación de fondo de microondas, y la inflación cósmica. 2) Explica que la evidencia apunta a un universo dominado por materia oscura y energía oscura, con solo un 5% de materia bariónica conocida. 3) Plantea nuevas preguntas sobre componentes aún no descubiertos que comprenden el 95% restante del universo.

1. Origen y Evolución del Universo
• Hubble Deep Field
• Formación de Galaxias
• Cosmic Microwave Background
Radiation
• Modelo de Big Bang Inflacionario

2. Hubble Deep Field
• 10 días consecutivos de observación -150 órbitas (1995)
• HDF-N en Osa Mayor
(Gran cucharón – Big Dipper)
• Campo de 5.3 arcmin2
• Magnitud límite V ~ 30

3. Observando no más lejos pero si
más débil

5. Censo de objetos
• ~ 3000 Galaxias en región del visible
• 40% de las galaxias son irregulares,
peculiares o en fusión
• < 40 estrellas de la secuencia principal del
disco y del Halo
• 150 corrimientos al rojo medidos
• 2 supernovas

6. La escalera de distancias

7. Tipos de SN

8. La curva de luz de las SN
Superposición de la
curva de luz de 22 SN

9. Estimando distancias con SN
Magnitud absoluta presenta
poca dispersión.
Buena correlación entre
magnitud del máximo y log. de
velocidad de recesión (v220).

10. La relación Tully-Fisher
Vincula el ancho de la línea de
21cm o de Hα con la
magntiud absoluta de una
galaxia.
El ancho de Hαse usa para
determinar Vrot, que estará
relacionada por la Ley de
Kepler con la Masa, esta con
la Luminosidad y la Mabs.

11. Ley de Hubble
Ley de Hubble con
estimaciones de
distancia
basadas en SN tipo Ia
H0 = 67 ± 10 km/s/Mpc
dHv 0=
Ley de Hubble con
estimaciones de
distancia
basadas en relación de
Tully-Fisher

12. Relatividad General
2222
22222
)(
dzdydxd
dtRdtcds
++=
−=
σ
σLa métrica del espacio tiempo
Para un espacio Euclido
en coordenadas esféricas
)sin( 222222
φθθσ ddrdrd ++=
Para un espacio curvo )sin)(( 222222
φθθχχσ ddSdd k ++=
Donde Sk(χ) = sinh χ para k = -1 Hiperbólico
χ para k = 0 Plano
sin χ para k = 1 Esférico
para k = 0, χ = r
R(t) – factor de escala

13. La curvatura
del espacio
k =- 1
k = 0
k = 1

14. Expansión del Universo
)(tR
cdt
d =χ
dχ – elemento de
distacia a lo largo
del rayo de luz
R(t) – factor de escala
c – vel. luz
∫=
0
1
)(
t
t
tR
dt
cχ

15. Corrimiento al rojo
z
em
rec
em
emrec
=−=
−
1
λ
λ
λ
λλ
Considero luz de long. λ, frecuencia ν y período P.
Supongo un par de rayos emitidos en dos máximos
consecutivos a t1 y t1 + Pem. Los dos rayos serán
recibidos a t0 y t0 + Prec. Igualando la longitud de los
caminos, llegamos a
z
P
P
R
R
PtRPtR
em
rec
rec
em
em
rec
emrec
+====
=
1
)()(
1
0
01
λ
λ
ν
ν
El corrimiento al rojo z
lo calculamos como
Considerado como una velocidad de recesión
c
v
cv
cv
z ≈
−
+
−=
/1
/1
1

16. Record en distancias
Galaxia más distante z=6.56
Quasar más distante z=6.4
Lyman α en reposo λ=1216 Å

17. Rotación de las
Galaxias
Velocidad constante a grandes
distancias. No se aprecia caída
kepleriana por
masa central.
Halo de materia
oscura
(NO agujeros negros o
estrellas neutronicas
SI ? estrellas de baja
masa, enanas
marrones)

18. La radiación cósmica de fondo

20. Anisotropías de la Radiación Cósmica
de Fondo
Mapa medido por
COBE con escala
entre 0 y 4K (luego de
quitar “aportes
locales”)
Se muestran
fluctuaciones de
1 parte en 100.000
(30 µK)

21. Comparación de los
mapas elaborados cpn
COBE y con WMAP
Resultados del WMAP
• Las primeras estrellas se
formaron 200 millones de años
luego del Big Bang.
• La radiación cósmica de fondo
se originó 379,000 años después
del Big Bang.
• H0 = 71 ± 4 km/sec/Mpc

22. Anisotropías en CMBR
Ω = 1
Ω = 0.3
Ω ≈ 1
Buen ajuste de datos
observaciones con

23. Formación de estructuras

24. Distribución de
materia a gran
escala

27. La dinámica del Universo

28. Ecuación de Friedmann
2
2
2
2
33
8
R
kcG
R
R
H −
Λ
+=








=
•
ρ
π
H – “constante” de Hubble
R - Factor de escala
ρ- densidad del Universo
G, c - constantes
k - constante de curvatura (1,0,–1)
Λ- Constante cosmológica
q - parámetro de desaceleración
3
3
3
4
2
2 Λ
−





+=−=
••
c
pG
R
R
qH ρ
π
para la tasa de expansión
para la desaceleración

29. ]/[1096.1
8
3 3229
2
cmghx
G
H
crit
−
==
π
ρ
ρcrit - densidad crítica
critρ
ρ
=Ω
67.0
]//[100
0
==
Mpcskm
H
h
h – “constante” de Hubble normalizda
Universo dominado por la materia en el
presente
p = 0 y Λ = 0 0
2
00
3
4
ρ
πG
Hq =
Universo plano q0 = 0.5 k = 0

30. ¿Cuanto vale Ω?
OscuraBarionicaMateria
M
Ω+Ω=Ω
Ω+Ω=Ω Λ

32. ¿Cuan cerca de la densida
crítica?

33. Dominio de energía y materia
ρmat ∝ R-3
ρene ∝ R-3
R-1
= R-4
recomb
recomb
z1
z1
TT(t)
+
+
=

34. Densidad de la materia y T

35. Epóca dominada por la radiación
Acoplamiento materia - radiación
Recombinación y
Desacople materia - radiación

37. Breve referencia a física de partículas
• Átomos constituidos por
– nucleones: protones + neutrones
– electrones
• Nucleones constituidos por 3 quarks – Materia
bariónica
• 2 quarks – Mesones
• Bariones + Mesones = Hadrones
• Leptones: e-
, muones, tau y neutrinos
• Materia + Antimateria = Radiación

38. El Big Bang
Resumen de la Historia del Universo
Epoca Tiempo Densidad [g/cm3
] Temperatura (K) Evento
Big Bang 0 ~ infinitamente alta Extremadamente alta Origen del Universo
Planck <10-43
>1094
>1032 Era de Cosmología cuántica donde el Universo
ocupaba el tamaño de un nucleón
Quark <10-23
s >1055
>1022
Poblado densamente con quarks libres
Hadron <10-4
s >1014
>1012
Aniquilación de materia y antimateria
Lepton 10-4
s a 1 s 1014
-105
1012
- 1010
Rápida expansión y enfriamiento; equilibrio
térmico de electrones, positrones, neutrinos y
fotones
Radiación 1 s to 106
a # 105
-10-22
1010
- 3000
Formación de Helio y Deuterio; la radiación se
desacopla de la materia al finalizar la era
Materia >106
a <10-22
<3000 & Condesanción de quasars y cúmulos de galaxias
Presente 15-20 x 109
a 5x10-30
-5x10-31
3 &
Se han formado galaxias y estrellas; estrellas
todavía en formación
# Al comienzo de la era de la radiación era, cuando el Universo tenía 1 s de edad y T = 1010
K, la densidad de radiación era de
105
g/cm3
, mientras que la densidad de materia de sólo 0.1-1.0 g/cm3
& La temperatura de la radiación cósmica de fondo, que no esta más acoplada con la materia y su temperatura

39. Nucleosíntesis primordial

40. Predicción de abundancias

41. Materia Oscura Caliente o Fría
• Materia bariónica < 0.05
(de nucleosíntesis primordial)
• Materia no-bariónica ~ 0.35
(de estructura a gran escala y lentes gravitacionales)
Hot Dark Matter (HDM) – Forma estructuras de grande a chico por fragmentación de
grandes estructuras
Partículas livianas muy energéticas: neutrinos
Cold Dark Matter (CDM) – Forma estructuras a partir de agrupaciones pequeñas.
Partículas masivas: partículas supersimétricas (WIMPS) y
axiones
Se favorece el modelo CDM

42. Ideas básicas de la Inflación
• Teoría propuesta por Alan Guth en 1982
• Guth postuló una Epoca Inflacionaria
– Expansión muy rápida y exponencial del Universo
– Ocurrió en el interval, t=10-37
-10-32
s
– El Universo se expandió por un factor de 1040
-10100
durante ese tiempo!
• Qúe causo la inflación? Fluctuaciones en campos
cuánticos…

43. Inflación

44. La resolución de los problemas
cosmológicos con la Inflación
• El problema de la “chatura” The Flatness
Problem
– Considero una superficie curvada
– Ahora la expando por un enorme factor
– Luego de la expansión, se verá localmente
plana
– Por tanto, la inflación predice un Universo
que es no distinguible de uno plano

45. El problema del
horizonte
Si miramos en direcciones opuestas,
en el límite del Universo observable,
estas regiones estan separadas a una
distancia de 2 veces la edad del
Universo. Las observaciones de la
CMBR muestran iguales
temperaturas, pero ¿cómo pueden
estar en equilibrio térmico sino se
podían comunicar entre sí?
En el momento de la recombinación,
el tamaño del horizonte en el cielo
era de 1 grado.

46. • El problema del horizonte
– Antes de la inflación (a t≈10-37
s), el horizonte de las
partículas tenía un radio de R≈10-29
m
– Esta es la región del Universe que esta conectado por
causalidad.
– Luego de la inflación (a t≈10-32
s), esta región aumentó a
1011
– 1059
m
– La expansión “normal” comenzó… El Universo se
expandió por otro factor de 1022
entre el final de la
inflación y el desacople (t=300,000 a)
– Por tanto, al momento del desacope, la región
conectada por causalidad era de al menos 1033
m en
extensión!
– La inflación predice que todo el Universo observable (y
bastante mas allá) se originó de una pequeña región
conecteda por causalidad.
– Lo que resuelve el problema del horizonte.

47. La solución al problema del horizonte por la Inflación

48. Expansión

50. Expansión acelerada
• Constante cosmológica Λ≠ 0
• Densidad energética del vacío
• Presión del vacío
vacíop ρ−=
vacíoGρπ8=Λ

52. Combinando
resultados de SN,
CMBR y Cumulos
de Galaxias

53. Estado de
Cuenta de Ω
Universo:
ΛCDM
(cold dark matter
con constante cosmológica)

54. ¿Cuál es la edad del Universo
• Las estrellas mas viejas
El ciclo de vida de las estrellas depende
de la masa. Las estrellas menos
masivas tienen una mayor duración
en la secuencia principal.
Todas las estrellas de un cúmulo
globular nacieron juntas. El punto de
salida de la secuencia principal o la
temperatura de las enanas de
enfriamiento de las blancas permiten
determina la edad.
Se tenían estimaciones de edad de
cúmulos entre 11 y 18 mil millones
• La expansión del Universo
Si el Universo es plano y compuesto
mayoritariamente de materia, la edad la
podemos estimar como
t = 2/3H0
Si la densidad de materia es muy baja
t = 1/H0
Lo que implica valores entre 12 y 14 mil
millones de años.
¿Una crisis de edad?

55. Enanas blancas en M4

56. Comparando resultados
• Las estrellas mas viejas
12 a 13 mil millones de años
de antigüedad
• La expansión del Universo
Tomando en cuenta la
contribución de la materia y
y tomando Ω=1, se estima
una edad de 13.7 miles de
millones de años (con un
error de 1%).

57. Las tres grandes etapas del
Universo
• Dominado por la radiación t < 10.000 años
y temperatura > 30.000 K.
Expansión ∝ t1/2
• Dominado por la materia t > 10.000 años y
temperatura < 30.000 K
Expansión ∝ t2/3
• Dominado por la constante cosmológica
Expansión con crecimiento exponencial

58. Nuevas preguntas a partir de
nuevas respuestas
• ~5% del Universo constituido por materia
“conocida” (bariónica)
• ~35 % materia “oscura” (materia no
bariónica)
• ~60 % por energía “oscura” o energía del
vacío
Cuanto queda por descubrir ……