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Cosmología Observacional

Cosmología Observacional. Lo que sabemos hoy (o nos creemos). El Universo es homogéneo e isótropo ( Principio Cosmológico ) El Universo se expande de manera que la distancia entre dos puntos crece como dD/dt ~ D ( Ley de Hubble )

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Presentation Transcript

  1. Cosmología Observacional

  2. Lo que sabemos hoy (o nos creemos) • El Universo es homogéneo e isótropo (Principio Cosmológico) • El Universo se expande de manera que la distancia entre dos puntos crece como dD/dt ~ D (Ley de Hubble) • El Universo se expande desde un estado inicial muy caliente y denso (Big Bang) • La expansión del Universo está determinada por su contenido en masa/energía y la Relatividad General • En escalas “pequeñas”(10-100 Mpc) se ha formado una gran variedad de estructuras debido a la gravedad

  3. Distancias • Determinar distancias es fundamental en astronomía • Métodos: • Paralaje • Candelas standard • Tully-Fisher, Faber-Jackson • Etc. • A partir del redshift. Hace falta suponer un modelo cosmológico

  4. Parámetros cosmológicos • Constante de Hubble, H0 : v=H0d H0=100h km/s/Mpc • Tiempo de Hubble, tH=1/H0 = 9.78×109 h-1 años ~ edad del Universo • Distancia de Hubble, DH = c/H0 = 3000 h-1 Mpc • Ecuación de campo de Einstein: • La densidad de masa ρ y Λ determinan la evolución temporal de la métrica. En parámetros adimensionales: k curvatura (k=0, Universo plano) Λ = constante cosmológica

  5. Parámetros cosmológicos • Un tercer parámetro es el de curvatura tal que: • Estos tres parámetros determinan la geometria del Universo si es homogéneo, isótropo y dominado por materia. • La densidad crítica (para que sea plano) es Ω=1 y corresonde a • 7.5×1021h-1 M /DH-3 • Hoy en dia se consideran tres modelos:

  6. Distancias cosmológicas http://www.astro.ucla.edu/~wright/CosmoCalc.html Ver artículos por Wright y Hogg

  7. Distancias cosmológicas Diámetro angular

  8. Distancias cosmológicas Elemento de volumen comovil

  9. La cosmología observacional abarca muchas líneas de investigación y métodos para determinar la estructura y evolución del Universo, así como entender la formación de galaxias, QSOs, primeras estrellas, etc. • Un método es el conteo de fuentes (galaxias) PARA: • Determinar la densidad de materia • Determinar la geometría del Universo • Conocer la contribución de las distintas poblaciones de galaxias • Conocer la evolución de las galaxias

  10. Observar galaxias a flujos muy bajos permite determinar Ω (en principio)

  11. 100,000th Hubble 90億光年QSO HDF (ISO 15mm) Mk241 (VSOP) 3C216 (VSOP 5GHz) GALEX M51 visible UV g-線 microwave Sub-mm 電波 X-線 赤外 波長 1cm 1mm-200mm 100nm 1km-1m 200mm-2mm 700-400nm 1nm 0.1A • 　電波波長 : AGN / Ellipticals • 　Sub-mm : ULIG (Elliptical?) • 　赤外波長 : Spiral 銀河 • 　Optical : 色々な銀河 • 　X線波長 : AGN (QSO) • g線 : AGN HDF (SCUBA 850mm) HDF

  12. Number of galaxies, N (seen to sensitivity, S) = number density galaxies x volume (for all luminosities) Galaxy number density (all luminosities) - Luminosity Function Volume depends on cosmology (Ho, Wo, L) Wo= 0, 1 easiest The farthest galaxies you can see depends on the sensitivity The Distance also depends on the cosmology (Ho, Wo, L) Wo= 0, 1 are the easiest.

  13. Evolution: increases z(L,S) Evolución • EVOLUCIÓN EN LUMINOSIDAD • Galaxias más luminosas en el pasado • EVOLUCIÓN EN DENSIDAD • Galaxias más numerosas en el pasado Parametrizar evolución en luminosidad ~ f(z) Parametrizar evolución en densidad ~ g(z)

  14. Optico Galaxias azules débiles (baja luminosidad) eran más numerosas en el pasado.

  15. Total E/S0 Sabc Sd/Irr I=22.5 I=23.5 I=24.5 I=25.5 Evolución morfológica en el visible Distribuciones de redshift • Efecto Butcher Oemler • Cúmulos de bajo redshift tienen más galaxias rojas que azules • Relación morfología – densidad • Regiones densas en cúmulos tienen una proporción más alta de galaxias rojas que las menos densas

  16. Conteo de fuentes en el infrarrojo cercano • NIR • Emisión de estrellas frias • Población vieja • Flujos altos E/S0 ~ 50% • Se traza la masa estelar

  17. Conteo de fuentes en el infrarrojo lejano (FIR) Polvo Emision FIR: UV de estrellas OB jóvenes Absorbida por polvo Re-emitida en el FIR (cuerpo negro) M82, 3.3Mpc • Importancia del POLVO • Gal. normales: LIR/Lopt - 30%. • Starburst LIR/Lopt - 50-90%. • ULIG – Nueva población LIR/Lopt - 90-99% • IR – Fuerte evolución - Formación estelar. • 50%-60% Formación estelar en el Universo • es en el IR. Reprocessed

  18. ISO 15mm Integral Counts ISO 15mm Differential Counts HDF P(D) HDF (PRETTI) 10 8 HDF Lockman-Deep 6 lg (Number / ster 4 2 ELAIS 0 lg (Flux) {Jy} -5 -4 -3 -2 -1 0 1 2 ISO 170mm Integral Counts ISO 90mm Integral Counts IRAS Conteo de fuentes en el infrarrojo lejano (FIR) Infrared Space Observatory ISO, 11/1995-5/1998 • Conteos a 7-200mm • Fuerte evolución • Dominan LIG/ULIG pop.

  19. Conteo en Submilimetricas 850mm • 850mm SCUBA JCMT • Re-emision polvo • Muchas líneas de emisión de CO (rotacionales) • Acceso al Universo de alto redshift • LBOL  1012Lo SFR>102-103Mo/yr • ~ 50 fuentes • Fuerte Evolución • Redshift medio ~ 2.5

  20. Conteo de fuentes en radio • 2 poblaciones • Brillantes (S1.4GHz> ~ mJy) •  Elípticas radio emisoras • Agujero negro • sincrotrón S1.4GHzn-aa ~ 0.3 • Débiles (S1.4GHz< ~ mJy) •  Galaxias con formación estelar (STFG) • sincrotrón de SNR • S1.4GHzn-aa ~ 0.8 Hopkins et al. 1999 • flujos sub-mJy - (Starburst Galaxies) • <z>~0.3  contrapartidas a alto z de las galaxias con formación estelar en el IR • relación Radio-FIR (S60mm ~90 S1.4GHz)

  21. Conteo de fuentes en rayos X Manners 2003 McHardy et al 1999 Brillantes en (0.5-2keV) Población dominante - Quasars S (0.5-2keV) < 10-14 ergs cm-2 s-1  nueva población débiles NELGs (Starbursts / AGN) Densidad ~ 1000-2000/sq.deg. Pearson et al 1997

  22. Luz de fondo (background emission)

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