9/30/2011

1

Origen y Evolución del Universo (Parte II)

Curso “Introducción a las Ciencias de la Tierra y el Espacio II”

1Introducción a CTE II (2011), Depto. de

Astronomía, IFFC, UDELAR.

Temario

• Técnicas de medición de distancias en Astrofísica.

• Curvas de rotación galácticas y materia oscura.

• La ley de Hubble y la expansión del universo.

• La estructura a gran escala del universo.

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

2

9/30/2011

2

Las “candelas estándares”

• Se estima que existen unos miles de millones de galaxias en el universoobservable.

• Algunas de ellas se encuentran lo suficientemente cerca como para detectar y medir los períodos de las variables tipo Cefeida, las cuales presentan una relaciónperíodo-luminosidad conocida.

• Se tratan de estrellas pulsantes de gran masa y luminosidad, cuyo ciclo varía entre 1 y 100 días, dependiendo de su luminosidad (a mayor luminosidad, mayor período de pulsación: relación descubierta en 1912 por Henrietta Leavitt, y quepermitió por primera vez calcular las distancias a otras galaxias).

• Las cefeidas permiten estimar distancias hasta unos ~ 15 Mpc.• También se utilizan las variables tipo RR Lyrae (también pulsantes, pero cientos de

veces menos luminosas que las cefeidas), para estimar distancias.• Pero la mayoría de las galaxias se encuentra mucho más allá de 15 Mpc… ¿Existen

objetos suficientemente brillantes como para ser detectados a tales distancias?

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

3

Las “candelas estándares”

• Tales objetos intrínsecamente brillantesexisten, y se conocen como candelas estándares.

• La luminosidad de una candela estándarse conoce bien (por ejemplo, a partir de su curva de luz observada). A partir de la luminosidad y de la magnitud aparentese puede calcular su distancia, y por tantola distancia a la galaxia en la cual reside.

• Las Supernovas de tipo Ia constituyen un ejemplo. Su curva de luz se caracteriza porun máximo de brillo bien definido (con poca dispersión).

• Estas supernovas son lo suficientementebrillantes como para ser detectadas a cientos de Mpc (pueden alcanzar en sumáximo una luminosidad equiparable a la de cien millones de soles ).

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

4

9/30/2011

3

Supernovas

(a) Se cree que las supernovas de tipo I se originan cuando el gas de una estrella evolucionada comienza a fluir hacia sucompañera enana blanca. Una vez que la enana blancaalcanza el límite de Chandrasekar, colapsa y explota.

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

5

La relación Tully-Fisher• En los años 1970’s se descubrió

una alternativa a las candelas estelares al descubrir unacorrelación entre las velocidadesde rotación y las luminosidadesde galaxias espirales ubicadas a menos de unas pocas decenas de Mpc de la Vía Láctea.

• Tal relación se conoce como la relación Tully-Fisher, y permiteobtener una estimación muyexacta de la luminosidad de unagalaxia espiral a partir de la velocidad observada de rotación.

• Cuanto más rápida sea la rotación, mayor será el ensanchamiento doppler de laslíneas espectrales.

Figure 24.11, Astronomy Today. A galaxy's rotation causes some of the radiation it emits to be blueshifted and some to be redshifted (relative to what the emission would be from a nonrotating source). From a distance, when the radiation from the galaxy is combined into a single beam and analyzed spectroscopically, the redshifted and blueshifted components combine to produce a broadening of the galaxy's spectral lines. The amount of broadening is a direct measure of the rotation speed of the galaxy.

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

6

9/30/2011

4

La relación Tully-Fisher• Generalmente se observa el ancho de la línea de

21cm del H neutro (Ha ) que yace en el disco galáctico.

• Esto es debido a que la radiación óptica es fuertemente absorbida por el polvo.

• También debido a que dicha línea es normalmente muy angosta, haciendo más fácil observar su ensanchamiento.

• El ancho de Ha se usa para determinar Vrot,, la cual estará relacionada (por las leyes de gravitación) con la masa, que a su vez se relaciona con la luminosidad (o sea con la magnitud absoluta).

• Permite medir distancias de galaxias hasta unos 200 Mpc.

• Para galaxias elípticas hay una relación entre el ensanchamiento de las líneas espectrales (mide la velocidad aleatoria media de las estrellas) y el tamaño de la galaxia. Comparando el tamaño real con el aparente se puede inferir la distancia a la galaxia.

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

7

La “escalera de distancias cósmicas”

Figure 24.12, Astronomy Today. An inverted pyramid summarizes the distance techniques used to study different realms of the universe. The techniques shown in the bottom four layers—radar ranging, stellar parallax, spectroscopic parallax, and variable stars—take us as far as the nearest galaxies. To go farther, we must use new techniques, the method of standard candles and the Tully—Fisher relation, each based on distances determined by the four lowest techniques.

• Las técnicas nuevas de medición de distancias son calibradas usando distancias obtenidas porotros medios, aplicables al entorno más local.

• Por acumulación de errores las distancias a los objetos más lejanos serán las más inciertas.

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

8

9/30/2011

5

Curvas de rotación galácticas

Fig. 23.19, Astronomy Today. The rotation curve for the Milky Way Galaxy plots rotation speed versus distance from the Galactic center. We can use this curve to compute the mass of the Galaxy that lies within any given radius. The dashed curve is the rotation curve expected if the Galaxy "ended" abruptly at a radius of 15 kpc, the limit of most of the known spiral structure and the globular cluster distribution. The fact that the red curve does not follow this dashed line, but instead stays well above it, indicates that there must be additional matter beyond that radius.

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

9

Curvas de rotación galácticas

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

10

• Si la mayor parte de la materia en la galaxia estuviera contenida dentro de los límites de la estructura visible, las leyes del movimiento de Newton predicen que las velocidades orbitales de las estrellas y del gas más allá de 15 kpc debería disminuir con la distancia al centro galáctico.

• Pero lo que se observa es que la velocidad se mantiene constante a grandes distancias (no se aprecia la caída kepleriana debida a una masa central.

• Se deduce la existencia de un halo muy extendido de materia oscura formando parte de las galaxias (se estima que hasta un 95 % de la masa total de una galaxia espiral sería materia oscura).

Fig. 18.9, Karttunen. Rotation curves for seven spiral galaxies (Rubin, V.C., Ford, W.K., Thonnard, N. (1978): Astrophys. J. (Lett.) 225, L107).

9/30/2011

6

La materia oscuraFig. 23.20, Astronomy Today. Very sensitive visible observations with the Hubble Space Telescope have apparently ruled out faint red-dwarf stars as candidates for dark matter. The object shown here, the globular cluster NGC 6397, is one of many regions searched in the Milky Way. The inset, 0.4 pc on a side, shows a high-resolution Hubble view. The scores of diamonds have been overlaid at positions where red dwarfs might (statistically) have been expected if they did indeed make up the dark matter, but they were not found.

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

11

• No se conoce su naturaleza. Entre los posibles candidatos se han sugerido:

– Estrellas de baja masa: enanas rojas o marrones (e incluso objetos tipo Júpiterpoblando el espacio).

– Enanas blancas, estrellas neutrónicas, o agujeros negros.

– Los objetos anteriores también se conocencomo MACHOs (“Massive Compact Halo Objects”). Se han buscado por sus efectos de micro-lentes gravitacionales , y se hanencontrado demasiado pocos.

– Materia NO BARIONICA (WIMPs). Se trataríade materia que no interactúa con la radiaciónelectromagnética (por lo que solamente se puede detectar por métodos gravitacionales), y que estaría formada por partículas“exóticas” (partículas subatómicasremanentes de la formación del universo) .

La ley de Hubble• En 1912 Slipher descubre que cada galaxia

espiral que observaba mostraba un corrimientoal rojo en su espectro, es decir un movimientode recesión (alejamiento).

• En general, con la excepción de unos pocossistemas cercanos, cada galaxia conocida esparte de un movimiento general que las alejade nosotros, en todas direcciones.

• En los años 1920’s Edwin Hubble grafica la velocidad de recesión de las galaxias en funciónde su distancia (“diagramas de Hubble”), encontrando una ley simple que las vincula:

“La velocidad a la cual la galaxia se aleja es directamente proporcional a sudistancia.”

• Dicha relación se conoce como “Ley de Hubble”, aunque no es una ley propiamentedicha, sino más bien una propiedad del universo observable (por eso se la conocetambién como “Flujo de Hubble”).

(Hubble, 1929. Figura extraída del cursillo “EnergíaOscura: una perspectiva observacional” por Carlos Salgado, junio de 2009).

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

12

9/30/2011

7

La constante de Hubble (H0)

Ley de Hubble con estimaciones de distanciabasadas en SN tipo Ia

Ley de Hubble con estimaciones de distanciabasadas en relación de Tully-Fisher.

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

13

H0 = 67 ± 10 km/s/Mpc

• En los 1970’s, un grupo de astrónomosobtuvo H0 ~ 50 km/s/Mpc mediante el usode candelas estándares para extender lasobservaciones a mayores distancias que lasobservadas por Hubble.• A comienzos de los 1980’s, otrosinvestigadores utilizan la relación Tully-Fisher y observan galaxias hasta unos 150 Mpc y deducen H0 = 90 km/s/Mpc, resultado inconsistente con medicionesanteriores, aún considerando el margen de incertidumbre. • Por alguna razón las distancias basadasen el método Tully-Fisher resultaban valercasi la mitad de las determinadas en base a las candelas estándares. • Determinaciones posteriores de H0 porotros grupos, usando diferentes galaxias y técnicas, han arrojado valores en el rango45 – 90 mk/s/Mpc.

La ley de Hubble y la expansión del universo

• De acuerdo al diagrama de Hubble de la figura, se tendría:

• Otras estimaciones recientesarrojan el valor:

• El valor de H se encuentra en constante “evolución” a medidaque los cosmólogos lo refinan con nuevas observaciones más precisas.

Figure 24.31 (b), Astronomy Today. Plot of recessional velocity versus distance for numerous other galaxies within about 1 billion pc of Earth.

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

14

Mpc

skm

Mpc

skmH

/65

/

1000

650000

-1-1

0 Mpc 770 skmH

9/30/2011

8

Hiparco• High Precision Parallax Collecting Satellite - lanzado por la ESA en 1989.• La misión Hiparco ha llevado a la revisión de la escala de distancias cósmicas , al extender

las distancias estimadas, con la consiguiente disminución del valor para H0.• Su objetivo principal fue medir distancias con una precisión 10 veces mayor que antes,

para un millón de estrellas hasta unos 200 Mpc. • Gracias a la recalibración hecha por Hiparco, se sabe ahora que la LMC está un 10% más

lejos que lo que se pensaba, y que la galaxia de Andrómeda está a 0.9 MPC (2.9 millonesde años-luz, o sea su distancia se incrementó en un tercio respecto a determinacionesprevias).

• Los datos de Hiparco han aumentado el tamaño, y por consiguiente la edad, del universo(que sería entorno a los 12-13 mil millones de años).

• Hiparco también ha medido colores (i.e. temperaturas) y brillos aparentes (y por tantoluminosidades, ya que se conocen las distancias). En conscuencia ha llevado a unarevisión del Diagrama Hertzsprung-Russell (diagrama clave para entender laspropiedades estelares) y a un nuevo análisis de la evolución estelar: las estrellas másviejas serían un poco más jóvenes de lo que se creía antes, reconciliando así la edad del universo con la edad de las estrellas más viejas (antes de Hiparco se tenía el problema de que las estrellas más viejas resultaban ser más viejas que el universo!).

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

15

La ley de Hubble

• La ley de Hubble es un descubrimiento empírico, es decir, basado

estrictamente en resultados observacionales (ninguna ley física requiere

que todas las galaxias se alejen, ni que exista un vínculo entre velocidad y

distancia).

• En términos del corrimiento al rojo , la ley de Hubble se

expresa como: , siendo H0 la llamada constante de Hubble.

• Para velocidades relativamente pequeñas (v<<c), se tiene que

es el corrimiento Doppler, y por lo tanto la ley de Hubble se puede

expresar como: .

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

16

emit

emitobsz

rHv 0

cvz

rc

Hz 0

9/30/2011

9

La ley de Hubble y la expansión del universo

• Hubble atribuyó el corrimiento observado en las líneas espectrales de lasgalaxias más lejanas al efecto doppler, pero estrictamente la causa es la expansión del universo (de acuerdo al modelo cosmológico estándar actual).

• Para distinguir el corrimiento al rojo “recesional” de aquél producido porobjetos en movimiento relativo (por ej. galaxias orbitando dentro de un cúmulo, o eventos explosivos dentro de un núcleo galáctico), se define al corrimiento resultante de la ley de Hubble como corrimiento al rojocosmológico o cósmico.

• Aquellos objetos tan remotos que muestran corrimientos al rojocosmológicos se dice que están a distancias cosmológicas (es decircomparables a la escala del universo).

• La recesión de las galaxias prueba que el cosmos no se halla en estadoestable, cuando se lo observa a las más grandes escalas (es decir del ordende las distancias entre cúmulos de galaxias); los objetos del universo están en movimiento relativo constante, y tal movimiento no es aleatorio sinoordenado: el universo se está expandiendo, y por ende, evolucionando.

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

17

La ley de Hubble y la expansión del universo

• H es una de lasconstantesfundamentales de la naturaleza, puesespecifica la tasa de expansión del universo.

• La ley de Hubble permite determinar lasdistancias a los objetosmás remotos, hasta tan lejos como podamosmedir sus espectros.

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

18

Fig. 24.32, Astronomy Today. La ley de Hubble se ubica en la parte más superior de la pirámideinvertida de las seis técnicas de medición de distancias aplicadas en astrofísica.

9/30/2011

10

La estructura a gran escala

• Usando la ley de Hubble podemoscompletar nuestro censo de la distribución a gran escala de lasgalaxias.

• Una de las campañasobservacionales más completas fuela realizada por la Univ. de Harvard, resumida en un catálogo con lasposiciones y los corrimientos al rojode todas las galaxias a menos de 250 Mpc de la Vía Láctea.

• Mapearon el cielo en “rebanadas” de unos 6°. La figura muestra la primera “rebanada” cubriendo a una región del cielo en direcciónperpendicular a nuestro planogaláctico.

Fig. 24.33, Astronomy Today. The first slice of a survey of the universe, covering 1057 galaxies out to an approximate distance of 200 Mpc, clearly shows that galaxies and clusters are not randomly distributed on large scales. Instead, they appear to have a filamentary structure, surrounding vast, nearly empty voids. The distances shown assume H0 = 65 km/s/Mpc.

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

19

La estructura a gran escala

• El rasgo más sobresaliente de estos mapas es que la distribución de galaxias en escalas muy grandes es definitivamente no aleatoria.

• Las galaxias se ordenan según una red de “filamentos” que rodeangrandes regiones de espacio relativamente vacías llamadas “vacíos”, como si estuvieran ubicadas sobre la superficie de enormes “burbujas” (los “vacíos” serían los interiores de tales “burbujas”).

• Los “vacíos” más grandes serían del orden de 100 Mpc.• Los cúmulos más densos y supercúmulos de galaxias (diámetros ~ 10-

20 Mpc) se encontrarían en la convergencia de varias “burbujas” ( los filamentos serían la intersección de las “rebanadas” observadas con lassuperficies de “burbujas”).

• El Universo es homogéneo e isotrópico a las mayores escalas (> 100 Mpc).

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

20

9/30/2011

11

La distribución a granescala de 245591 galaxias.

La coordenada radial es el corrimientoal rojo (z), que se traduce en distanciamediante la ley de Hubble. El espesorde las “rebanadas” es de unos 10°(http://www2.aao.gov.au/TDFgg, fig. 18.14, karttunen).

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

21

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

22

9/30/2011

12

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

23

Fig. 19.8, Karttunen. The galaxies seem to be distributed in a “foamlike” way. Dense strings and shells are surrounded by relatively emptyregions. (Seldner, M. et al. (1977): Astron. J. 82, 249)

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

24

9/30/2011

13

Fig. 24.34, Astronomy Today. Combination of data from several redshift surveys of the universe reveal the extent of large-scale structure within 200—300 Mpc of the Sun. The arc on the left is the Great Wall. The empty regions are mostly areas obscured by our Galaxy. Positions for more than 4500 galaxies are plotted here. We assume H0 = 65 km/s/Mpc. • La figura muestra una de las

mayores estructuras conocida en el universo: “La Gran Muralla”, la cual se extiende por lo menosunos 70 Mpc (en direcciónsaliente al plano de la figura) porunos 200 Mpc (en el plano, en dirección aprox. vertical).

• La mayoría de los teóricos creeque toda la estructura a granescala se vincula directamente a las condiciones prevalentes en lasetapas más tempranas del universo.

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.

25