La Cosmologa del siglo XX

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La Cosmología del siglo XX
Omnia qui magni dispexit lumina mundi,qui
stellarum ortus comperit atque obitus,flammeus
ut rapidi solis nitor obscuretur,ut cedant
certis sidera temporibus,........ (Carmina
Catulli, 66, 1-4)
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La Cosmología actual...

• Intenta comprender cómo es el mundo material que
  nos rodea a gran escala, el Universo, su origen,
  su evolución y su futuro, siguiendo las pautas
  del método científico.
• Utiliza las fuentes de la Astronomía del espacio
  profundo y las interpretaciones teóricas de
  diferentes ramas de la Física.
• Es una disciplina estrictamente observacional se
  ven (o se deducen) las cosas, pero no se tocan.

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Resumen

• I Desde dónde observamos el Universo.
• II Qué observamos del Universo.
• III Qué sabemos hoy del Universo.

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I Desde dónde observamos

• La Tierra, tercer planeta de la estrella llamada
  Sol.
• El Sol, una estrella anodina perdida en la
  Galaxia de la Vía Láctea.
• La Vía Láctea, una Galaxia espiral, con 200.000
  millones de estrellas, dentro del Grupo Local de
  Galaxias.
• El GLG, una pequeña estructura dentro del
  Supercúmulo Local de Galaxias.
• El SCLG de Virgo, un pequeño supercúmulo en el
  universo conocido, en el que convivimos con...

100.000 millones de Galaxias y 2.000 trillones de
estrellas (2.000 millones de millones de millones)
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I - Nuestro lugar en el Universo

• La Vía Láctea, una Galaxia espiral (como la del
  Remolino) con 200.000 millones de estrellas, una
  de ellas el Sol.

• La Vía Láctea desde el satélite COBE.

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I - Un pequeño rincón en la Via Láctea

• El Sol, en el brazo de Orión.

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I - Nos alejamos un poco?
En una zona de 10 millones de años-luz, vemos
nuestro GLG la Vía Láctea, la Galaxia de
Andrómeda y otras pequeñas Galaxias.
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I - Y un poco más lejos?
En una zona de 200 millones de años-luz, nuestro
SCLG de Virgo empieza a ser una simple estructura
más.
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I - Y más lejos todavía?
En una zona de 2.000 millones de años-luz, el
SCLG de Virgo, el hogar de nuestra Galaxia, no es
más que uno de tantos.
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I - Y si nos vamos al final?
En una zona de 30.000 mil millones de años-luz,
nuestro SCLG de Virgo es apenas un punto perdido
en la macroestructura del Universo conocido.
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II - Hechos básicos observados

• A)La materia del Universo se distribuye isótropa
  y homogéneamente a escala grande (Principio
  Cosmológico).
• B)El universo se expande la distancia entre
  cualquier par de galaxias lejanas aumenta con el
  tiempo, tanto más deprisa cuanto más grande es la
  distancia.
• C)La expansión se describe correctamente con la
  Teoría general de la relatividad de Einstein.
• D)La expansión empezó desde una situación
  singular de alta temperatura y densidad, el "Big
  Bang.

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IIA Principio Cosmológico (1)

• El Universo, visto a gran escala, es homogéneo e
  isótropo (Einstein, 1915)
• Hubble (1920) observa la distribución de galaxias
  en el universo y ve que no siguen ninguna pauta.

• "El trabajo de Hubble revela que esos objetos
  (las nebulosas espirales) están distribuidas en
  el espacio de una forma estadísticamente
  uniforme, por lo que el esquemático aserto de la
  teoría de una densidad media uniforme recibe una
  confirmación experimental". (Einstein, 1933)

• Homogéneo encontramos lo mismo en cualquier
  volumen de espacio que observemos.
• Isótropo vemos lo mismo en cualquier dirección
  del espacio que observemos.

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IIA Principio Cosmológico (2)

• En cualquier sitio, en cualquier dirección...

• ...siempre vemos lo mismo.

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IIB El Universo se expande

• V.M. Slipher (1875-1969) estudia el
  desplazamiento hacia el rojo de las líneas
  espectrales en las galaxias.
• E. P. Hubble (1889-1953) interpreta teóricamente
  los resultados de Slipher, sentando las bases de
  la cosmología actual.

• Ley de Hubble (1929)
• Las galaxias se separan unas de otras con una
  velocidad que es proporcional a la distancia que
  las separa
• v H d
• H Cte. de Hubble

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IIB Desplazamiento hacia el rojo

• 15.000 km/s
• 3.000 km/s
• Estrella cercana

Las líneas espectrales del Ca se desplazan más
hacia el rojo cuanto más deprisa se está alejando
la fuente (consecuencia del efecto Doppler)
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IIB La Ley de Hubble

• Si se representa la velocidad de separación de
  las galaxias frente a la distancia que las
  separa, la relación que se obtiene es claramente
  lineal.
• v H d siendo H (cte. De Hubble) la pendiente de
  esa gráfica.

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IIB La edad del Universo (1)Unidades a
considerar

• Un año-luz 9,46 1012 Km (al, Mal)
• Un parsec 3,09 1013 Km (pc, Mpc)
• Un Mpc 3,26 Mal

La Luna está a un poco más de un segundo-luz de
la Tierra. La Tierra está a 8 minutos-luz del
Sol. El Sistema Solar mide 2,4 años-luz (2). La
sonda espacial Pioneer 10 (lanzada el 2/3/1972)
está a 12 horas-luz de la Tierra.
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IIB La edad del Universo (2)Últimos cálculos
(02/03) del Wilkinson Microwave Anisotropy Probe
(WMAP)

• H 71 Km/s/Mpc
• La máxima velocidad es la de la luz, c.
• v H d ? 3 105 71 d
• d 4225 Mpc 13,7 mil millones de años-luz

Por tanto, la edad del Universo conocido es
aproximadamente de 13.700 millones de años
La edad de la Tierra es de 4.500 millones de
años La edad de la Vía Láctea es de 9.500
millones de años
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IIC - La aportación de Einstein

• Invariancia de c.
• Teoría de la Relatividad General.
• Modelo de Einstein-de Sitter.
• Solución general de las ecuaciones de campo de la
  TRGE.
• Planteamiento del problema de la geometría del
  Universo.

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IIC - Las tres geometrías posibles
El valor del parámetro de expansión de las
ecuaciones de la TRGE determina el tipo de
geometría del Universo

• Klt0 geometría hiperbólica, expansivo
  indefinidamente.
• K0 geometría euclídea, expansión indefinida
  disminuyendo con el tiempo.
• Kgt0 geometría esférica, la expansión se detendrá
  y empezará una contracción.

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IIC La materia en el universo

• El valor del factor de expansión K depende de la
  densidad de materia del Universo.
• Las observaciones sobre el valor de esta densidad
  proporcionan siempre valores inferiores a la
  densidad crítica el Universo no frenará su
  expansión, salvo que encontremos algún otro tipo
  de materia oscura que se sume a la que ya
  conocemos.

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IID Cómo empezó todo

• Si hemos calculado la edad del Universo, debemos
  aceptar que hubo un t 0.
• Si vemos la expansión del Universo, con las
  galaxias separándose, hemos de pensar que alguna
  vez estuvieron todas juntas.
• Ese momento inicial lo llamamos el Big Bang ,
  por motivos obvios! A partir de él empieza a
  existir el tiempo y el espacio y pueden aplicarse
  las leyes de la física.

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IID Los hombres del BigBang (1)

• Einstein encuentra con sus ecuaciones de la TRG
  un Universo cambiante, que no le gusta y que
  modifica para hacerlo estable.
• G. Lemaître en 1927 hace la primera
  interpretación teórica sobre el estado inicial
  del Universo. Con la ayuda de Eddington logra
  convencer a Einstein y al resto de la comunidad
  científica sobre la posibilidad del Big-Bang.

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IID Los hombres del BigBang (2)

• G. Gamow en los años cuarenta logra poner de
  acuerdo la teoría del Big Bang con la teoría de
  Hoyle sobre la formación de elementos pesados.
• A partir de los cálculos de Gamow, Alpher en 1948
  predice que en algún sitio debería encontrarse el
  eco del Big-Bang en forma de una radiación
  medible.

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IID Los hombres del BigBang (3)

• A. Penzias y B. Wilson en los laboratorios Bell
  Telephone en Holmdel, descubren en 1965 la
  Radiación Cósmica de Fondo, con valores
  concordantes totalmente con los predichos
  teóricamente.

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IID La Radiación Cósmica de
Fondo (1)

• La RCF es una de las más fuertes pruebas a favor
  del Big-Bang, auténtico residuo fósil de los
  primeros momentos del Universo.
• El satélite COBE (Cosmic Background Explorer) ha
  calculado la temperatura actual de la RCF en
  2,7280,020 ºK.

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IID La Radiación Cósmica de
Fondo (2)

• Temperatura de la Tierra, mes de junio de 1992.
  Fuente satélites meteorológicos.

Temperatura de la RCF, mes de febrero de 2003.
Fuente Wilkinson Microwave Anisotropy Probe
(WMAP)
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III Qué sabemos hoy (1)

• La constante de Hubble vale 71 Km/s/Mpc, con un
  error del 5.
• Ello implica que la edad del Universo que podemos
  conocer sea de 13.700 millones de años.
• Las primeras estrellas se formaron 200 millones
  de años después del Big-Bang, y aún estamos
  viendo la expansión del Universo.

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III Qué sabemos hoy (2)

• El contenido del Universo es, aproximadamente
• Energía oscura, un 73
• Materia fría oscura, un 23
• Materia común (Átomos), un 4
• Ello implica que la geometría del Universo sea
  casi-plana, expandiéndose para siempre de forma
  cada vez más lenta, hasta su enfriamiento total
  (excepto si la energía oscura tiene propiedades
  gravitatorias que hoy por hoy ignoramos)