Astrofísica y Cosmología UteLisenfeld
Despacho11,edificioMecenas,[email protected]
Tel.958242745Tutorías:preferiblementeconcitaentre9-14h
Información sobre asignatura
Temario:1. Cosmología2. Observacionesdeestructuraagranescala;cúmulosygruposdegalaxias3. Núcleoactivosdegalaxias(AGN=ActiveGalacticNuclei)4. Propiedadesdegalaxiasaaltoredshift5. Evolucióndegalaxias
Información sobre asignatura
• Bibliografía(todosestánenlabiblioteca,yparaalgunossepuededescargarelpdfatravésdelabiblioteca)Directamenterelacionadoconlaasignatura:• PeterSchneider:ExtragalacticAstronomyandCosmology–Anintroduction
Esellibroquemássesigueenestaasignatura(essol12losdisponibleenpdf)
• L.Sparke,J.Gallagher:GalaxiesintheUniverse:Anintroduction• Jones,Lambourne:Anintroductiontogalaxiesandcosmology
Librosintroductoriospararellenarlagunasdeconocimientosbásicos:• EduardoBattaner:IntroducciónalaAstrofísica• H.Karttunen:FundamentalAstronomy(disponibleenformatoelectrónico)
• Transparenciasyproblemas/preguntasestándisponiblesen:www.ugr.es/~ute/astrofisica-y-cosmologia.html
Repaso: Radiación electromagnética y su medición
Espectro electromagnético entero
Hidrógeno atómico
Polvo interestelar
Estrellas Gas caliente
Gas muy caliente Procesos relativistas: -estrellas de neutrones -agujeros negros
………
[cm]
Gas y partículas frías
Moléculas
Repaso: Espectro electromagnético entero
Atmósfera Atmósfera
Gas y partículas frías
Polvo interestelar Estrellas Gas caliente
Gas muy caliente Procesos relativistas: -estrellas de neutrones -agujeros negros
Hidrógeno atómico
Moléculas
SpitzerNASA/JPL-Caltech
Unidades
Luminosidad y flujo (o brillo aparente)Lainformaciónquedisponemosdelosastrosmásalládelsistemasolar,provienedelaobservacióndelespectroelectromagnético.
• Luminosidad(L)-[ergs-1]o[W],cantidaddeenergíaqueemiteunobjetoporunidaddetiempo.Esintrínsecaalobjeto.
Otraunidad:L¤ = Luminosidad solar = 3.839 x 1033 erg s-1 = 3.839 x1026 W
(bolométrica)• Flujo(total)obrilloaparente(F)-[ergs-1cm-2]o[Wm-2],Energíatotalrecibidaporunidaddetiempoyunidaddeáreaeneltelescopiodelobservador.Esaparente;dependedeladistanciaalaqueestáelobjeto.Fν[ergs-1cm-2Hz-1]esflujoespecífico(oflujo)
F =L
4Πd2
Siunaestrellauobjetoemitedeformaisótropa,laradiaciónaunadistanciaddelafuenteestarádistribuidaenunasuperficieesféricadeárea4πd2yenesecaso
L = Lλdλ∫
F = Fλdλ = F
νdν∫∫
SpitzerNASA/JPL-Caltech
Unidades
Sistema de magnitudes
• Magnitudaparente(m)deunobjetoconflujoF
• Magnitudabsoluta(M)deunobjetoeslamagnitudaparentequeéstetendríasiseencontraseaunadistanciade10pcdenosotros.Esútilrecordar:• Unvalormásgrandedelamagnitudsignificamenosflujooluminosidad• Unadiferenciaen2.5entremagnitudessignificaunfactor10enflujooluminosidad
m = −2.5logF
Fo
M = −2.5logF(d =10pc)
Fo
= m − 5log
d
10pc
con d en parsec
dondeFoesunflujodereferencia,queestableceelorigendemagnitudes.
Brillo superficial
GalaxiaM101dealtobrillosuperficial
LeoI:galaxiaenanadebajobrillosuperficial
Brillosuperficial:• definidocomo:flujorecibidoporsuperficie(ensegundosdearcsec2osterad)• nodependedeladistancia(mientrasobjetosigueextendido)
Repaso: Mecanismos de radiación
• Líneasespectralesdeátomosymoléculas• Emisióncontinua:
• Cuerponegro• Otros:
• Radiaciónsincrotrón• Emisiónradiotérmica
Ejemplos
Clasificación de estrellas: Líneasdeabsorpción(enlasatmósferasestelares)
Regiones de gas ionizado alrededor de estrella masivas (regiones HII) → Líneas de emisión
NGC604engalaxiascercanaM33
Informacíon que nos dan las líneas
• Frecuencia/patróndelíneas:Quéátomos/moléculashayycuántos.• Frecuenciaobservadadeunalíneaconocida:conelefectoDoppler→velocidaddelafuente:
• Determinardistanciaatravésdelcorrimientoalrojo• Movimientodelgas:
• Curvasderotacióndegalaxias• Determinacióndediscosenrotación
• Movimientodeestrellas,p.e.estrellasbinariasespectroscópicos• Formadelalínea:
• Desanchamiento:DebidoalefectoDopler(temperatura,movimientopropio,presión)• Asímetrias(sobretodoenHI)
Emisión de cuerpo negro
Cuerponegro:Cuerpoqueabsorbetodalaradiaciónqueentra.Esunabsorbente“perfecto”(ytambiénesunemisorperfecto).
Losfotonesqueemiteestánenequilibriotermodinámico(laemisiónsellamatambién“emisióntérmica”)
Elespectrodependesolamentedelatemperatura.
LeydeStephan-Boltzmann:F(T)=σT4
dondeσeslaconstantedeStephan-Boltzmann
λmaxT(K) = 2.9mm
LeydeldesplazamientodeWien
[ergcm-2s-1ster-1Hz-1]
Las estrellas como cuerpo negro
Espectrodelasestrellas:Cuantomásmasivas• máscalientes• Espectromásazul• Luminosidadmásalta
Losespectrosdelasestrellasseaproximanmuybienconladeuncuerponegro.Tieneslíneasdeabsorpción(porquelatemperaturavadisminuyendohaciafuera)
Tema 1: Cosmología • Descripcióndeununiversoenexpansión
• Observacionesfundamentalesysuinterpretación• CosmologíaNewtoniana:Cinemáticaydinámica• ModificacionesdebidoalarelatividadGeneral• ComponentesdelUniverso• Discusióndelaecuacióndeexpansión• Redshiftydistancias
• Historiadeluniverso
Materialaddicionalútilsobreladescripcióndeluniversoenexpansión:IntroductingtheexpandinguniversebyMarkusPoesel:videoonlineathttps://www.youtube.com/watch?v=gA-0C-88WbEandresumenescritodelaclase(unos100páginas)availableathttps://arxiv.org/abs/1712.10315
(Algunas) observaciones cosmológicas fundamentales
Comentariosgenerales:• Entendereluniversoesdifícilporque
• Losobjetossondistantesyporesodébiles->senecesitantelescopiosgrandes• Eluniversoescomplejo->senecesitanordenadoresgrandesparahacersimulaciones
• Debidoalavelocidadfinitadelaluz• Podemosvereleluniversojovensiobservamosobjetoslejanos• Nopodemosvercualquierpuntoenelespacio-tiempo,sinosolamentenuestroconodeluzhaciaatrás(“backwardlight
cone”):|r|=c(t0-t)
(Algunas) observaciones cosmológicas fundamentales
Comentariosgenerales:• Entendereluniversoesdifícilporque
• Losobjetossondistantesyporesodébiles->senecesitantelescopiosgrandes• Eluniversoescomplejo->senecesitanordenadoresgrandesparahacersimulaciones
• Debidoalavelocidadfinitadelaluz• Podemosvereleluniversojovensiobservamosobjetoslejanos• Nopodemosvercualquierpuntoenelespacio-tiempo,sinosolamentenuestroconodeluzhaciaatrás(“backwardlight
cone”):|r|=c(t0-t)Observacionesfundamentalesquetienequeexplicarcualquiermodelodeluniverso:1. Elcieloesoscuro(paradojodeOlbers)2. Ladistribucióndegalaxiasdébileses,agranescala,uniformeenelcielo.3. Losespectrosde(casi)todaslasgalaxiasmuestranuncorrimientoalrojo,indicandounmovimientoalejándose
denosotros.Lavelocidadesproporcionalaladistancia(leydeHubble).4. LafraccióndeHeenlamasadelgases25-30%5. Lasestrellasmásviejastienenedadesde~12Gyr6. Fondodemicroondasisotropo,conespectrocomouncueroponegroconT=2.728±0.004Kycon
fluctuacionesespacialesenTmuypequeñas(ΔT/T~2x10-5)
Distribución de galaxias
25231galaxiasdeloscatálogosNED(paradistancias)y2MASX(Poessel,2017)
Esladistribuciónhomogéneo?• Hayestructura,peroladistribución
agranescalaesbastantehomogéneo.
• Siseharíanestasobservacioneshaciaotradirecciónenelcielo,elresultadoseríaindistinguible.
Haymenosgalaxias:• Cercaporqueelvolumenesmás
pequeño.• Lejos,porqueelmuestreoyanoes
completo(nosevangalaxiasdébiles).
Conclusiones de las observaciones
• (2+6)Eluniversoesisótropo.Sisuponemosqueeluniversoesisótropodesdecualquierpuntoeneluniverso,podemosconcluirqueeshomogéneo.
• Esahipótesissellamaelprincipiocosmológico(isotropíayhomogeneidaddeluniverso)
• Nosepuededemostrarobservacionalmenteporqueobjetoslejanossonalmismotiempomásjoven.
• LosmodeloshomogéneosyisótropossonlassolucionesmássimplesdelasecuacionesdelaRelatividadGeneral.Soncompatiblesconlasobservaciones(loveremosalolargodeestecapítulo)
Suponemosununiversoisótropoyhomogéneo,conunageometríaEuclidianayestático.¿Puedeser?No!
• (1)(paradojodeOlbers):Elcieloseríacasitanbrillantecomoladelsol(porqueelbrillosuperficialnodisminuyeconladistancia)->porlomenosunodelashipótesistienequeestarmal.
• (3)LeydeHubble->eluniversonoesestático• (5)Laedaddeloscúmulosglobulares->elUniversotienequetenerunaedaddealmenos12Gyr(esoexcluyealgunosmodelos)
Cinemática del universo
LaleydeHubble-Lemaitre• Losespectrosdegalaxias(menoslosmáscercanas)estánmovidoalrojo.
• SepuedeinterpretarcomoefectoDopplerdebidoaunavelocidaddealejamiento.
• EdwinHubblepublicóen1929unartículobasadoendatostomadoseneneltelescopiodeMountWilson(eltelescopiomásgrandeensumomento)enelquerelacionólavelocidadadistanciasdeterminadasconlarelaciónperiódoluminosidaddeestrellasvariables.
• ElvalordelaconstantedeHubblequeencontrófueerróneoencasiunfactor10.
LeydeHubble-Lemaitre:V=H0DH0eslaconstantedeHubbleH0=(71±4)kms-1Mpc-1SeusatambiénhparaparametrizarlaincertidumbreenH0(queeraunfactor2durante~50años)H0=h100kms-1Mpc-1
E.Hubble1929
Cosmología newtoniana
• Eluniversoagranescalaestágobernadaporlagravitación(¿porquélasotrasfuerzasnojueganunpapelimportante?)
• HayqueconsiderarlaRelatividadGeneral(RG)aescalascomparablesalacurvaturasdelespacio→importanteparadescribirelUniverso
• Peroaescalasmáspequeñasladescripciónnewtonianaescorrecta.
• Describimoseluniversocomopartes,suficientementepequeñas,enlaquelasleyesnewtonianassonunbuenaaproximaciónyunimosestaspartesporlaexpansióndeluniverso.
• Esodaunabuenaaproximaciónqueluegosolamenterequierepequeñascorreccionesrelativistas.
Cinemática del universo
¿Cómosepuedecambiarununiversohomogeneosinperderlahomogeniedad?1. Podríaserestático→lasdistanciasentrelasgalaxiasnocambianconeltiempo→encontra
delaleydeHubble-Lemaitre2. Expansión:Todaslasdistanciasentregalaxiascambianenproporciónaunfactordeescalaa(t).
• a(t)esuniversal,ydependesolamentedeltiempocósmico• Lasdistanciasaumentaenproporción,lahomogeniedadsepreserva→“Hubbleflow”• Apartede“estarenelHubbleflow”lasgalaxiaspuedentenerunmovimientopropio“movimientopeculiar”.
Expansión
Descripción de la expansión del universo
r(t)
x(t0)
Esferaenexpansión:r(t)=a(t)xTomamost0comomomentoactualr(t0)=a(t0)x=xàa(t0)=1a(t)eselfactordeescalacósmicoxeslacoordenada“comoving”,latrayectoria(r,t)=[a(t)x,t]estádeterminadosiconocemos(x,t0)
Tasadeexpansión:v(t)=H(t)rCon:
H(t)esgeneralizacióndelaleydeHubble,conH0=H(t0)
Dinámica de la expansión • Apartedelmovimientodeexpansiónhayunadeacceleracióndebidoalagravedad
• Ecuacióndelmovimiento:
• Sepuedeescribirestaecuacióncomouna“conservacióndeenergía”
• HaytrescasoparalaconstanteK(mirareq.2,ytomarencuentaqueda(t0)/dt>0):
• K<0→siempreexpansión• K=0→siempreexpansión,perov=0parat=∞• K>0→da/dt=0enalgúnmomento,laexpansiónseparayseconvierteencolapso.
(2)
(1)
Dinámica de la expansión • Ponemost=t0yK=0en(1)yusamoselresultadoparadefinirladensidadcrítica,ρcr
(2)
(1)
Conesotenemos:• K=0→ρ0=ρcr,Ω0=1• K<0→ρ0<ρcr,Ω0<1• K>0→ρ0>ρcr,Ω0>1
è,Ω0esunparámetrocentralparalacosmología
Modificación debido a Relatividad General
• Interpretación:• Laimagendeunaesferaenexpansiónnoescorrecto.Estaimagenimplicauncentrodeuniversoquenoescorrecto.PERO:ningúnparámetrodeesferaapareceenlasecuacionesresultantes.
• Laexpansiónnoesunmovimientodegalaxiasdentrodeluniverso,sinoelmismouniversoestáenexpansión.Enparticular,elcorrimientoalrojonoesunefectoDopplersinunaalteraciónenfrecuenciaalosfotonesdebidoalaexpansióndelespacio
• Modificacionesdelaecuacióndemovimiento:• MasayenergíasonequivalentesdebidoaE=mc2èHayquetomarencuantalaradiaciónenlaecuacióndemovimiento.
• Tomaremosencuentaunaconstantecosmológica,introducidooriginalmenteporEinstein
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