11. Astrofísica extragaláctica y Cosmología
Estructura a gran escala del Universo
Origen, estructura a gran escala y evolución del Universo en su conjunto
A. Medida de distancias
• Paralaje trigonométrica en estrellas cercanas
• Movimiento de cúmulos abiertos
• Relación período-luminosidad en estrellas variables (Cefeidas)
• Brillo máximo de Supernovas
• Otros: tamaño de regiones HII, brillo intrínseco de las galaxias, etc
m – M = -5 + 5log(r)
La relación de Tully-Fisher
• En 1977, Tully y Fisher establecieron una relación entre la máxima velocidad de rotación de las galaxias (medido en perfiles de HI, en la línea de 21 cm) y su brillo intrínseco.
• Existen múltiples formas de esta relación, dependiendo de cómo se refinan las observaciones en diferentes longitudes de onda.
• En esencia, establecen una relación entre la masa y la luminosidad de las galaxias.
9.95log 3.15( )
10.2 log 2.71( )
11.0 log 3.31( )
B MAX
B MAX
B MAX
M V Sa
M V Sb
M V Sc
= − += − += − +
B. Estructura del Universo
• Grupos pequeños con el Grupo Local, formado por unas 32 galaxias, sólo 3 de las cuales son galaxias espirales de cierto tamaño.
• Cúmulos formados por cientos a miles de galaxias, con masas totales de 1014 a 1015 MΘ y tamaños de unos 20 Maños-luz.
• Supercúmulos: contienen de 20 a 2000 cúmulos de galaxias con un tamaño de 450 Maños-luz y masas de entre 1016 y 1018 MΘ.
• Los supercúmulos se agrupan en formas filamentosas y aplanadas con huecos entre ellas.
• Materia oscura.
El Grupo Local
• Está formado por unas 32 galaxias, de las cuales sólo 3 son espirales de cierto tamaño.
• Todos estos cuerpos están ligados gravitacionalmente.
• La Vía Láctea tiene aproximadamente una docena de galaxias satélites (entre ellas la LMC y la SMC).
• El objeto más distante a simple vista es la galaxia de Andrómeda (M31) que junto a la Galaxia domina el Grupo Local gravitacionalmente.
• La tercera galaxia en tamaño del Grupo Local es M33.
• El número de galaxias elípticas enanas crece continuamente según mejoran las técnicas astronómicas.
Estimación de la masa del Grupo Local
• La Vía Láctea y Andrómeda se aproximan a una velocidad de 119 km/s.
• Dado que conocemos la distancia que nos separa de ella, podemos estimar el tiempo de colisión en 6300 millones de años.
• Podemos utilizar esta información para estimar la masa del Grupo Local.
2 2 1v GM
r a = − ÷
22 32 3 24 2 2
0GM GM
P a vGM r P
π π = ⇒ − + = ÷
124 10H c SOLP t t M M= + ⇒ = ×
• Este valor excede en dos órdenes de magnitud la materia luminosa que vemos.
• Se confirma utilizando satélites de la Vía Láctea (Nubes de Magallanes)
Cúmulos de Galaxias
• La distinción entre “grupo” y “cúmulo” es arbitraria y hace referencia sólo al número de galaxias que lo componen.
• El tamaño, sin embargo, es más o menos constante para todos los cúmulos y por tanto la densidad varía fuertemente con la masa total (o número de miembros).
• En 1958, George Abell presentó un catálogo de 2712 cúmulos de galaxias, basándose en observaciones visuales e identificando las pertenencias más probables y aquellas que quedaban aún por confirmar.
• Actualmente se utilizan emisiones de radio y rayos X para identificarlos.
Teorema del virial aplicado a Cúmulos
• El teorema del virial nos indica que existe una relación entre la energía cinética media y la energía potencial media de un cúmulo de galaxias.
• Observables: radio del cúmulo, dispersión velocidades
• Se puede demostrar: 25 RM
G
σ≈
• En el caso del cúmulo de Coma, la dispersión de velocidades es de casi 1000 km/s, lo que resulta en 3.3 x 1015 MSOL
• Este resultado sobreestima de nuevo tanto la estimación de materia luminosa como la inclusión de materia oscura galáctica.
Estimaciones de la masa de los cúmulos
• De forma similar a cómo se calculaba la distribución de masa de las galaxias, podemos estimar la masa de los cúmulos utilizando la distribución de velocidades y teorema del virial.
• Zwicky fue el primer astrónomo que utilizó este método para determinar la masa del cúmulo de Coma, en los años 30.
• El gas caliente e ionizado produce también grandes emisiones en rayos X por bremsstrahlung térmico.
• Finalmente, la masa de lo cúmulos de galaxias también se puede estimar utilizando los efectos de lente gravitacional, en base a la observación de galaxias más lejanas.
• Los cúmulos poseen masas típicas de 1014-1015 MΘ, con un 70-90% de la masa en forma de materia oscura.
Lentes gravitacionales y Materia Oscura
• Las lentes gravitacionales son un instrumento fundamental para conocer la cantidad de materia oscura que se encuentra contenida en los super cúmulos de galaxias.
• Cuando observamos campos de galaxias podemos ver deformaciones causadas por objetos masivos intermedios.
El bosque Ly – α y la cizalla cósmica
FilamentosMuros
Vacíos
~ 650.000 galaxias
La estructura a gran escala del Universo
Observaciones fundamentales
A. Ley de Hubble
• Relaciona la distancia a las galaxias con la velocidad con que se alejan de nosotros.
• Muestra la expansión del universo.
• Está relacionada con la edad del Universo.
• Se determina a través del efecto Doppler.
λλ∆=z dHv o=
1)1(
1)1(2
2
++−+=
z
z
c
v
Efecto Doppler relativista Ley de Hubble
H0=71±4 kms-1Mpc-1
B. Radiación cósmica de microondas
• Fondo isótropo de radiación con longitud de onda ~ 0.05 – 1cm.
• Corresponde a una temperatura de cuerpo negro a 2.73 K.
• Predicha siguiendo la teoría del Big Bang, detectada 20 años después.
• El Universo se “enfría” T(z) = T0(1+z)
• Presenta anisotropías de una parte entre 105 que nos dan información sobre la evolución y estructura del universo.
Efecto Sunyaev-Zeldovich
• También llamado scattering de Compton inverso.
• Los electrones altamente energéticos de los cúmulos de galaxias proporcionan una energía extra a los débiles fotones del CMB.
• Esto produce una serie de anisotropías del CMB que permiten estudiar en detalle la distribución de materia del Universo.
20
2 e
e
kTT
T m cτ∆ −;
• Las variaciones de temperatura son del orden de diezmilésimas de Kelvin.
• Fue descubierta por los ingenieros Penzias y Wilson cuando trataban de caracterizar el “ruido” electromagnético para mejorar las comunicaciones.
• Nos permite ver la transición entre un universo dominado por la materia y otro dominado por la radiación.
C. Abundancia de elementos ligeros
• Los elementos “metálicos” se sintetizan en las estrellas.
• Se observa una sobreabundancia de ciertos elementos ligeros: D, 4He, 6Li,7Li
• Se concluye que una parte de estos elementos ligeros que tuvo que aparecer en la nucleosíntesis primordial.
• Esto tiene implicaciones sobre la temperatura del Universo en etapas muy tempranas de su evolución: T ~ 10.000 x 106 K
• Sólo estas temperaturas permiten la fusión de protones y neutrones.
15.024.0
10
1012.1
9
5
±=
=
×=
−
−
H
HeH
LiH
D
El Big Bang
• Es la teoría sobre el origen del Universo más aceptada hoy en día.
• El Universo comenzaría como una “gran explosión”.
• Tanto el tiempo como el espacio se originó en ese momento.
• Parte de la energía se transformó en materia.
• Su edad actual sería unos 13.400 Maños.
• Constreñimientos a la edad del universo:
1. Edad de las estrellas más viejas (cúmulos globulares y enanas blancas)
2. Tiempo de decaimento radiactivo de elementos pesados en estrellas viejas, tales como el Uranio y el Thorio (comparables a la edad del Universo).
Evolución desde el Big Bang
Aceleración del Universo: correcciones a la Ley de Hubble
• El esquema sencillo de la Ley de Hubble se volvió más complejo en 1998 con la detección de Supernovas de tipo Ia que indicaban una separación respecto de la linealidad.
• Dicha observación implica una aceleración del Universo.
• Y sin embargo el Universo es aparentemente plano, según la radiación de fondo de microondas.
• Dado que la materia ordinario y oscura no llega a la densidad crítica del Universo se requiere una fuente adicional: la energía oscura.
La Energía Oscura
• La energía oscura puede ser entendida como una “repulsión gravitacional” o una “presión negativa”.
• En ocasiones se interpreta también como “el coste de generar espacio” o una “energía de vacío”.
• En términos de las ecuaciones de la relatividad cosmológica se suele identificar con la constante cosmológica, inicialmente introducida por Einstein.
• Se han propuesto otras explicaciones teóricas en términos de quintaesencia o teoría de branas.
• La futura evolución del universo dependerá de la constancia de su valor.
Modelo actual del universo
~ 70% Energía Oscura ~ 20% Materia Oscura ~ 4% Materia bariónica
• Por densidad de materia es un universo abierto.
• Su geometría es plana.
• Y su expansión está acelerada.
Otros modelos de Universo
• Basados en la Teoría de la Relatividad General de Einstein.
• El radio del Universo evoluciona siguiendo la ecuación de Friedmann.
338
2
22 Λ+−=
Rc
kG
RR
mρπ
Materia contracción Curvatura
Constante cosmológica expansión
• La densidad de materia posee una aportación de la materia ordinaria o bariónica (4% de la densidad crítica) y otra de la materia no bariónica u oscura (23%).
• La densidad de energía (energía oscura) en cambio aporta ~ 70% de la densidad crítica.
• La densidad total del universo es prácticamente igual a la crítica universo plano.