1 / 51

UN UNIVERS DESBOCAT:

UN UNIVERS DESBOCAT:. L’acceleració de l’expansió de l’univers. Ramon Miquel (ICREA / IFAE). Dissabtes de la Física, Bellaterra, 10 de març de 2012. Programa. Introducció: l’univers on vivim L’univers en expansió Supernoves L’univers accelerat El nou paradigma: l’energia fosca

anahid
Télécharger la présentation

UN UNIVERS DESBOCAT:

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. UN UNIVERS DESBOCAT: L’acceleració de l’expansió de l’univers Ramon Miquel (ICREA / IFAE) Dissabtes de la Física, Bellaterra, 10 de març de 2012

  2. Programa • Introducció: l’univers on vivim • L’univers en expansió • Supernoves • L’univers accelerat • El nou paradigma: l’energia fosca • El destí de l’univers • Resum 2

  3. Introducció: l’univers on vivim Per mesurar distàncies a la Terra fem servir el km, una unitat intuïtiva per a nosaltres. Longitud d’un meridià terrestre: ~ 40 000 km 3

  4. Introducció: l’univers on vivim Per a mesurar distàncies a l’univers ens calen altres unitats, potser menys intuïtives: • segon-llum: ~ 300 000 km • any-llum: ~ 9 460 000 000 000 km = 9.46 x 1012 km • parsec (pc): ~ 3.09 x 1013 km ~ 3.3 anys-llum Terra 1” Sol Estrella 1 pc 4

  5. Introducció: l’univers on vivim 2” 2” 1 pc 5

  6. Introducció: l’univers on vivim Distància Terra-Lluna: ~ 1.3 seg-llum ~ 385000 km Distància Terra-Sol: ~ 500 seg-llum ~ 8 min-llum ~ 150 x 106 km 6

  7. Introducció: l’univers on vivim Distància Terra-estrella més propera (Proxima centauri): ~ 1.3 pc ~ 4.2 any-llum ~ 4 x 1013 km 7

  8. Introducció: l’univers on vivim Distància Terra-centre de la Via Làctia ~ 8 kpc ~ 26 000 anys-llum ~ 2.4 x 1017 km La Via Làctia té ~ 1011 estrelles com el Sol 8

  9. Introducció: l’univers on vivim La Via Làctia està en un grup de ~50 galàxies: el grup local Distància Terra-Andròmeda: ~ 770 kpc ~ 2.5 milions d’anys-llum ~ 2.4 x 1019 km 9

  10. Introducció: l’univers on vivim 250 000 galàxies Ara hi ha “surveys” (cartografiats) de més d’un milió de galàxies

  11. L’univers en expansió. Relativitat General • El 1915 Einstein introdueix la Teoria de la Relativitat General, una teoria de la Gravitació. Les trajectòries són geodèsiques en un espai curvat. • “La matèria/energia li diu a l’espai com s’ha de curvar, i l’espai li diu a la matèria com s’ha de moure.” 12

  12. L’univers en expansió. Constant cosmològica • El 1917 Einstein aplica la Relativitat General a tot l’univers. • A primers dels anys 1920s, s’adona que les equacions prediuen un univers inestable, degut a l’atracció gravitatòria • Però en aquella època tothom creia que l’univers era estàtic. Einstein va modificar les equacions de la Relativitat General afegint-hi un terme que fes que l’univers fos “just” estable: • Als anys 1920s Friedman i Lemâitre descobreixen solucions de les equacions d’Einstein que, depenent de les condicions inicials, donen lloc a universos en contracció o en expansió, tant amb Λcom en sense... • A l’any 1929 Hubble descobreix que, de fet, l’univers s’està expandint! ⬇ Λ: Constant cosmològica 13

  13. L’univers en expansió. Hubble Com més lluny són de nosaltres les galàxies, més de pressa s’allunyen de nosaltres. 14

  14. L’univers en expansió. Exemple Totes les galàxies veuen com les altres s’allunyen. Però això no vol dir que estiguem al centre de l’univers. 15

  15. L’univers en expansió. Espectre Com es mesura la velocitat d’una galàxia? Mesurant l’espectre de la llum que ens en arriba: 16

  16. L’univers en expansió. Espectres Espectre de diverses galàxies del Sloan Digital Sky Survey (SDSS): 17

  17. L’univers en expansió. Efecte Doppler • Efecte Doppler: la longitud d’ona observada depèn de la velocitat entre l’emissor i l’observador • z és proporcional a la velocitat: z = (lobs - lem) / lem ~ v/c • Totes les galàxies llunyanes tenen desplaçaments cap al roig Si l’emissor s’allunya de nosaltres, la longitud d’ona augmenta desplaçament cap al roig, z ⬇

  18. L’univers en expansió. “Biggest blunder” • L’any 1931 Einstein decideix treure la constant cosmològica de les seves equacions • “...the biggest blunder of my life...” (“...la ficada de pota més gran de la meva vida...”)

  19. L’univers en expansió. Big Bang Si l’univers s’està expandint, com era abans? Tirem el rellotge enrere: • Les galàxies s’acosten • La temperatura puja • Els àtoms s’ionitzen en nucli i electrons • Els nuclis es trenquen en protons i neutrons • Els protons i neutrons es trenquen en quarks i gluons • Molt al començament tindrem una “sopa” molt densa i calenta de partícules elementals, governada per les lleis de la Física Quàntica. • Eventualment arribem a un punt on les lleis de la Física deixen de ser vàlides: una “singularitat”, el Big Bang. 20

  20. L’univers en expansió. El futur • La gravetat frena l’expansió. • Depèn, doncs, de quanta matèria i energia (de quanta gravetat) hi ha. • “Density is Destiny” Big Crunch Big Bang 21

  21. Supernoves. Història de l’expansió de l’univers Com podem mesurar la història de l’expansió de l’univers? Cal mesurar el “radi” de l’univers en funció del temps. • Com mesurem del radi de l’univers? Fàcil! Amb el desplaçament al roig: • Com mesurem el temps? Amb la distància: si una galàxia està a 1000 milions d’anys-llum, és que la veiem com era fa 1000 milions d’anys. Però mesurar distàncies de forma precisa és molt complicat. • Calen “espelmes estàndards”: Supernoves del tipus Ia 22

  22. Supernoves. “Standard Candles” • Si tenim una classe d’objectes astronòmic que emeten tots la mateixa quantitat de llum, la quantital de llum queen rebem ens dirà quant lluny està cadascun. • Cal, a més, que siguin prou brillants per poder-los observar fins i tot si estan molt lluny. • I cal que en poguem mesurar l’espectre per trobar el seu desplaçament al roig. • Les Supernoves del tipus Ia compleixen aquests tres requeriments. 23

  23. Es tracta d’una nana blanca que absorbeix material d’una estrella binària que orbita amb ella. Quan la massa de la nana blanca arriba a un cert límit (massa de Chandrasekhar), es produeix una reacció termonuclear en cadena. És una bomba nuclear “estàndard” disparada de manera natural. Definides observacionalment com a supernoves amb espectre sense línies d’H però amb línies d’absorció de Si. Supernoves. Explosions termonuclears Nana blanca

  24. Supernoves. Exemple SN 2007qd, z = 0.043 ~ 180 Mpc ~ 600 milions d’anys-llum

  25. Supernoves. Exemples

  26. Supernoves. Estandardització • De fet, no totes les SN Ia són igual de brillants. • Però les SN Ia intrínsicament més brillants duren més. • Podem fer una correcció. • Després de la correció, el flux observat de les SN Ia ens dóna la seva distància amb una precisió ~ 5%.

  27. Supernoves. Programa Corba de llum → Distància → Temps Imatges Història de l’expansió de l’univers Desplaçament al roig → Mida de l’univers Espectres Ciència Dades Anàlisi

  28. L’univers accelerat. La revolució de 1998 10 SN del tipus Ia a alt z 42 SN del tipus Ia a alt z A. G. Riess et al.(High-z Supernova Team), “Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant,'' Astron. J. 116, 1009 (1998) Resultats de dos grups d’astrònoms presentats el gener de 1998 S. Perlmutter et al. (Supernova Cosmology Project), “Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae,” Astrophys. J. 517, 565 (1999)

  29. L’univers accelerat. Torna Λ Sorpresa majúscula!

  30. L’univers accelerat. Torna Λ

  31. L’univers accelerat. Torna Λ

  32. L’univers accelerat. La radiació còsmica de fons • L’univers jove estava format per dos components: • Una sopa molt calenta de protons i electrons interaccionant mitjançant fotons • Un mar de “matèria fosca” • Durant l’expansió l’univers es va anar refredant. • Després d’uns 380 000 anys la temperatura va baixar prou (~ 3000 K) per permetre que protons i electrons es combinessin en àtoms d’hidrogen. • L’univers va esdevenir transparent a la llum: Cosmic Microwave Bkgd. • La llum del CMB ens permet veure com era l’univers només 380 000 anys després del Big Bang. Aquesta època té z ~ 1100. • Abans de 380 000 anys l’univers era opac i, doncs, no el podem observar directament. 33

  33. 34

  34. 35

  35. Premi Nobel de Física de 1978 36

  36. Premi Nobel de Física de 1978 John Mather i George Smoot Premi Nobel de Física de 2006 37

  37. Mapa de l’univers fet per WMAP (2010) gravitació 38

  38. L’univers accelerat. Resultats del CMB WMAP 2010 • L’espectre correspon a un “cos negre” (un forn) de temperatura • T ~ 3000 K / (1+1100) = 2.725 K • Molt uniforme: contacte tèrmic • →Big Bang • Les fluctuacions en temperatura i, doncs, en densitat, en expliquen d’on surten les galàxies • L’escala del màxim de les fluctuacions ens diu que l’univers és pla 39

  39. L’univers accelerat. L’univers és pla 40

  40. L’univers accelerat

  41. L’univers accelerat Premi Nobel de Física de 2011 Adam Riess Brian Schmidt Saul Perlmutter

  42. SDSS-II/SNe, 2005-2007: 484 supernoves del tipus Ia

  43. L’univers accelerat. Resultats de 2010 Els resultats actuals de SN confirmen l’acceleració de l’expansió de l’univers 557 SN del tipus Ia

  44. L’univers accelerat. El model concordant

  45. El nou paradigma: l’energia fosca L’última revolució Copernicana... Ni som al centre de l’univers, ni estem fets de la matèria que majoritàriament el compon (B. Sadoulet) 46

  46. Però què és l’energia fosca? • És el nom que donem al mecanisme que produeix l’expansió accelerada de l’univers. • Sembla ser una mena de fluid que està pertot arreu, amb energia positiva però gravetat repulsiva (com una molla) • Opcions: • La constant cosmològica d’Einstein, Λ • Un nou fluid desconegut, que se sol anomenar “quintessència”. • Res: simplement cal modificar les equacions de la Relativitat General, en particular quan les intentem aplicar a tot l’univers, en distàncies enormes. • De moment les observacions semblen apuntar en la direcció de Λ. 47

  47. Però què és la constant cosmològica? • És un terme que es pot afegir a les equacions d’Einstein de la Relativitat General. Però a quina matèria/energia correspon? • Com que Λ és la mateixa a tot l’espai i a qualsevol temps, sembla que podria correspondre a l’energia del buit. • Hi ha un “petit” problema. Malgrat que ningú no sap com calcular exactament l’energia del buit, els càlculs aproximats donen ρbuit ~ M4Planck ~ (1028 eV)4 mentre que les observaciones donen ΩΛ ~ 0.7 ρΛ ~ (0.01 eV)4 és a dir ρbuit ~ 10120 × ρΛ !!! D’això se’n diu, modestament, “un problema d’ajust fi...” 48

  48. El destí de l’univers • Si les propietats de l’energia fosca són constants en el temps (com Λ), l’expansió de l’univers continuarà accelerant-se • Cada vegada serà menor la part de l’univers que és visible. • Els cosmòlegs del futur hauran d’aprendre cosmologia en els llibres d’història... • Pot ser, però, que les propietats de l’energia fosca canviïn amb el temps i l’acceleració es vagi frenant, de manera que a partir d’un cert moment la massa, i la seva gravitació atractiva, guanyin, i l’univers es contregui: Big Crunch • O pot ser que les propietats de l’energia fosca facin que l’acceleració mateixa s’acceleri de tal manera que la força de l’expansió disgregui primer les galàxies, després les estrelles i eventualment els àtoms i els nuclis: Big Rip! 49

  49. El destí de l’univers. “Big Rip”? • A 50

More Related