Astrofísica y Cosmología UteLisenfeld

Despacho11,edificioMecenas,plantabajaute@ugr.es

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

Líneas de emisión, de absorción y emisión continua

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