Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
-
Upload
cesararroyocardenas -
Category
Documents
-
view
7 -
download
1
description
Transcript of Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
-
Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
Formacion de estructuras por inestabilidadgravitacional en un medio en expansion
Cesar Arroyo1
1Instituto de FsicaUniversidad de Antioquia
1 de agosto de 2014
-
Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
Contenido
Contenido
Presentacion del problema
El modelo del fluido perfecto
Resultados y discusion
Conclusiones
Agradecimientos
-
Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
Presentacion del problema
Lo que observamosSi observamos al cielo...
Figura: Distribucion de galaxiaspor el Sloan Digital Sky Survey(Longair, 2008)
El Universo no es
totalmente
homogeneo!
-
Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
Presentacion del problema
Lo que observamos
Las estructurasgravitacionalmente ligadasmas extensas que conocemosson los clusters de galaxias. Elcontraste de densidad = %/%, es del orden de103 y 106, para galaxias yclusters de galaxiasrespectivamente.
-
Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
Presentacion del problema
El principio cosmologico
Visto en una escala lo suficientemente grande, las propiedades delUniverso son las mismas para todos los observadores.
Pruebas observacionales
I Isotropa de la Radiacion Cosmica de Fondo.
I Distribucion de las fuentes de radio extragalacticas.
Este principio nos lleva a usar modelos de Universo del tipo FLRW.
-
Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
Presentacion del problema
Evolucion del Universo en los modelos de Friedmann
Se requiere un modelo donde las inhomogeneidades evolucionen enun escenario cosmologico determinado por la energa en elUniverso.
Este escenario esta descrito por el factor de escala, este es soluciona las ecuaciones de Friedmann.
Dado el factor de escala a(t), la distancia propia x se relaciona conla distancia comovil r de la siguiente manera
x(t) = a(t)r
-
Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
Presentacion del problema
Evolucion del Universo en los modelos de Friedmann
Se requiere un modelo donde las inhomogeneidades evolucionen enun escenario cosmologico determinado por la energa en elUniverso.
Este escenario esta descrito por el factor de escala, este es soluciona las ecuaciones de Friedmann.
Dado el factor de escala a(t), la distancia propia x se relaciona conla distancia comovil r de la siguiente manera
x(t) = a(t)r
-
Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
Presentacion del problema
Evolucion del Universo en los modelos de Friedmann
Se requiere un modelo donde las inhomogeneidades evolucionen enun escenario cosmologico determinado por la energa en elUniverso.
Este escenario esta descrito por el factor de escala, este es soluciona las ecuaciones de Friedmann.
Dado el factor de escala a(t), la distancia propia x se relaciona conla distancia comovil r de la siguiente manera
x(t) = a(t)r
-
Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
Presentacion del problema
Evolucion del Universo en los modelos de Friedmann
Figura: Factor de escala paradiferentes valores del parametrode densidad 0 (Longair,2008)
Figura: Factor de escala parauniversos que con geometraplana, 0 + = 1(Longair,2008)
-
Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
Presentacion del problema
Evolucion del Universo en los modelos de Friedmann
Figura: Factor de escala paradiferentes valores del parametrode densidad 0 (Longair,2008)
Figura: Factor de escala parauniversos que con geometraplana, 0 + = 1(Longair,2008)
-
Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
Presentacion del problema
El problema
Es posible explicar la formacion de las
estructuras ligadas gravitacionalmente en el
marco de los modelos FLRW?
-
Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
El modelo del fluido perfecto
Las tres ecuaciones basicas
El modelo asume que la materia en el Universo tiene elcomportamiento de un fluido perfecto. En estas ecuaciones %, v yp, corresponden respectivamente a la densidad, la velocidad, y lapresion del fluido; y es el potencial gravitacional generado poreste.
dv
dt= 1
%p Ec. de Euler
d%
dt= % v Ec. de continuidad
2 = 4piG% Ec. de Poisson
-
Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
El modelo del fluido perfecto
La cosmologa aparece en la evolucion de lasinhomogeneidades
Aplicando teora de perturbaciones sobre un escenario cosmologicohomogeneo e isotropico, y con el cambio a coordenadas comovilesse obtiene la siguiente ecuacion para la evolucion del contraste dedensidad
d2
dt2+ 2
(a
a
)d
dt=(4piG% k2c2s
)
Cuya solucion aproximada esta dada por (Carroll et al., 1992)
(a) =50
2
(1
a
da
dt
) a0
da(dadt
)3
-
Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
Resultados y discusion
La evolucion temporal de las inhomogeneidades
Figura: Contraste de densidad enuniversos sin constantecosmologica (Longair,2008)
Figura: Contraste de densidad enuniversos con geometra plana(Longair,2008)
-
Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
Resultados y discusion
La evolucion temporal de las inhomogeneidades
Figura: Contraste de densidad enuniversos sin constantecosmologica (Longair,2008)
Figura: Contraste de densidad enuniversos con geometra plana(Longair,2008)
-
Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
Resultados y discusion
Resultados
Dos resultados importantes
I Los modelos con 6= 0 poseen un mayor crecimiento queaquellos con = 0.
I El crecimiento mas grande que se obtiene para lasinhomogeneidades es lineal con el factor de escala, encontraste con el crecimiento exponencial que se encuentrapara un medio estatico.
-
Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
Conclusiones
Conclusiones
I La constante cosmologica es importante en la formacion deestructuras, ya que favorece el crecimiento de lasinhomogeneidades.
I Las galaxias no tienen el tiempo suficiente para haberseformado por colapso gravitacional (Lifshitz, 1942).
I Debe existir otro mecanismo fsico que genere perturbacionescon amplitud finita a grandes escalas en el Universo temprano.
-
Formacion de estructuras por inestabilidad gravitacional en un medio en expansion
Agradecimientos
Entidades que hicieron posible este trabajo
I Universidad de Antioquia.
I Grupo de Fsica y Astrofsica Computacional.
Presentacin del problemaEl modelo del fluido perfectoResultados y discusinConclusionesAgradecimientos