13 Universo

Estructura del Universo
Expansión de Universo
Ley de Hubble
Cosmología

Preguntas (parciales)
¿Que es el Universo?
¿Tuvo el Universo un inicio?
¿Tendrá el Universo un fin?

Cielo Nocturno es oscuro
•  ¿Como se vería el Universo si fuese
infinito?

Tres Pilares de evidencia que
sostienen el Big Bang
Expansión del Universo
Elementos Livianos
Radiación Cósmica

Pilar 1: Expansión

En 1929, EdwinHubble descubre que
galaxias distantes tienen velocidades de
recesión mayor que galaxias cercanas.

Ley de Hubble

Las galaxias aparentemente se alejan de
nosotros a una velocidad proporcional a
su distancia - Hubble (1929)

Pilar 2: Elementos Livianos

Pilar 2: Elementos Livianos
Predicciones
Hidrógeno: 75%
Helio:
24%
Helio-3: 1 parte en
10000
Deuterio: 1 parte en
100,000
Litio: 1 parte en1,000,000,000

Observaciones
75%
24%
1 parte en 10000
1 parte en
100,000
1 parte en
1,000,000,000

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 expansiónprobablemente 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?

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: Densidadnecesaria para cerra el
Universo

Densidad, Ωo
•  Definición:

#"

!
!c

$ (Hoy)

#o "

!o
!c

•  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

Destino de Universo
Destino del Universo está determinado por ladensidad
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.

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.

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).

El Fondo de Microondas
observado por el
satélite COBE (bajo
contraste)
El Universo es un cuerpo
negro con una
temperatura de 2.728 K

Fluctuaciones de
temperatura, ¡una
parte en 105!

Fondo de Micro-ondas
•  Penzias y Wilson, 1965, radiación llena elUniverso.
 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.

El campo de Radiación primordial es una consecuencia
de esteorigen caliente. Hoy se observa esta radiación
altamente corrida al rojo, se llama el fondo de micro-ondas.

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...