709
edits
Difference between revisions of "Tema 4. Del Big Bang al model concordant ΛCDM"
From Potatopedia
Tema 4. Del Big Bang al model concordant ΛCDM (view source)
Revision as of 16:50, 13 December 2021
, 16:50, 13 December 2021Fi de la classe
(Fi de la classe) |
(Fi de la classe) |
||
| Line 123: | Line 123: | ||
Nota sobre la categorització de dark matter: si les partícules es mouen ràpidament, tenen longitud de difusió més gran. Al final les partícules segueixen un moviment brownià: són xocs, llavors es transmet informació, i aquests xocs són el que fa que s'homogenitzi l'espai. | Nota sobre la categorització de dark matter: si les partícules es mouen ràpidament, tenen longitud de difusió més gran. Al final les partícules segueixen un moviment brownià: són xocs, llavors es transmet informació, i aquests xocs són el que fa que s'homogenitzi l'espai. | ||
''Data: 13 de desembre de 2021'' | |||
Com a mínim, si hi ha matèria fosca tipus WIMP, han de ser de l'ordre de 100 vegades la massa del protó. | |||
* Cold Dark Matter: (com els WIMP) són multituds de petits halos, cadascun amb una galàxia satèl·lit. Però no s'observen tantes al voltant de la nostra galàxia: '''missing satellite problem'''. | |||
* Warm Dark Matter: es difon més que la cold dark matter (però no excessivament). Tampoc sembla que acabi d'explicar la matèria fosca. | |||
* Axions: podrien estar al voltant d'estels de neutrons no pulsant. Haurien de trobar-se a l'espectre de raigs X molt energètics (s'han teoritzat però no confirmat). | |||
Les primeres simulacions cosmològiques de ''wavelike dark matter'' mostren que: | |||
* LSS axions cosmic structure is statistically equivalent to standard CDM. | |||
* Heavy supression of gravitational collapse on scales below one kpc (the De Broglie wavelength of particles with virial velocitites) due to Heisenberg's uncertainty principle, so the missing satellite problem is solved. | |||
* Dwarf galaxy density profiles are dominated by flat, extended, and dense solitonic (stable and localized configurations of the bosonic field) cores. | |||
* Denser, more massive and concentrated solitons dominate the central region of massive galaxies, providing a substantial seed to help explain early spheroid formation. At scales above 1 kpc halos of MW galaxies follow the NFW density profile. | |||
* The onset of galaxy formation is substantially delayed relative to CDM, due to the supression of fluctuations, appearing at redshift $z \lsim 12$ (consistent with observations). | |||
Most critical result of wavelike dark matter: tipus de partícula preferida: axions ultralleugers, els menys massius de tots (masses de $\lsim 10^{-22} \text{ eV}$). Això posa nerviós a la gent perquè és molt menys massiu que altres partícules (molts ordres de magnitud per sota). | |||
Dark sector: fotons foscos, electromagnetisme fosc, etc. Les galàxies formen un disc per procesos, però això també pot passar amb la matèria fosca si hi ha fotons foscos, EM fosc, etc. S'ha confirmat amb Gaia (2017) que això està descartat a la nostra galàxia. | |||
== Nucleosíntesi primordial == | |||
Nucleosíntesi dels elements durant l'època inicial de l'univers. | |||
Anys 40, dues escoles: | |||
* '''Gamow''': tots els elements es van crear durant les primeres èpoques de l'univers. [https://en.wikipedia.org/wiki/Alpher%E2%80%93Bethe%E2%80%93Gamow_paper Paper Alpher–Bethe–Gamow]. | |||
** S'equivocava, només es creava Hidrogen, Heli, i alguns isòtops de Li, Be, C. | |||
** La composició de l'Univers en massa és: 75% Hidrogen, 25% Heli, 2% resta d'elements de la taula periòdica. | |||
*** Tot l'heli és gairebé primordial. I les estrelles NO poden formar hidrogen (error de l'altre grup). | |||
* '''Hoyle, Gold, Bondi, etc.''': partidaris que tots els elements es formaven a les estrelles. Proposaven que l'H es formava a les estrelles, quan això no és així. Això no necessitaria big bang, per això proposaven una teoria de l'estat estacionari (no només és homogeni i isòtrop, sinó que és homogeni en el temps: l'univers no tenia un principi). | |||
** Grans pares i mares de la nuclesíntesi estel·lar. | |||
Paràmetre $\eta$: ràtio barions-fotons. En funció de $\eta$ ... etc. | |||
=== Model de l'estat estacionari === | |||
L'univers és homogeni i isòtrop per tot temps, per tant no té ni començament ni final. Un univers d'aquestes característiques té $k = 0$ i per tant paràmetre de Hubble constant. (I per tant s'està expandint exponencialment, és de Sitter!). | |||
Cosa interessant d'aquest model que va fer que aguantés anys: el paràmetre de Hubble no té res a veure amb l'edat de les estrelles, i en aquella època teníem un valor de $H_0$ mesurat molt gran que no quadrava amb l'edat de les estrelles. | |||
Quantitat de matèria per mantenir un univers d'aquestes característiques: 1 àtom d'hidrogen (o 0.1 nucleons) per metre cúbic per 100 bilions d'anys. Això és una miqueta per sobre del valor crític de la densitat. | |||
Per què es refuta aquest model? | |||
* Les revisions del paràmetre de Hubble comencen a parlar de $H_0$ per sota de 100. No fa necessària l'existència d'un univers etern. | |||
* Als 60: millora tècnica dels telescopis: es veuen galàxies més detalladament. Es veu que les galàxies evolucionen. | |||
* 1965: Cosmic Microwave Background Radiation (CMBR) predita per la teoria del Big Bang. | |||
** Difícilment explicable amb aquest model. | |||
=== Radiació còsmica de fons de microones === | |||
Universitat propera: buscant radiació còsmica de microones. Uns enginyers amb una antena la troben de casualitat, ho van saber interpretar. | |||
Per sota de l'atmosfera es detecta una part molt petita de l'espectre d'aquesta radiació. Millores als finals del 80: COBE (Cosmic Background Explorer), va observar fora de l'atmosfera. | |||
Primers moments de l'univers: tot acoblat termodinàmicament. En principi hi hauria d'haver hagut simetria matèria-antimatèria. | |||
Batalla de 2 forces: pressió dels fotons, gravetat de matèria. Mentre està acoblada hi ha oscil·lacions on guanya una o una altra alternadament. | |||
Moment en què comença a observar-se CMBR: redshift 1100, així que l'univers era 1100 vegades més petit que avui en dia, i tenia 379,000 anys. És el moment en què es comencen a formar àtoms neutres. Abans la radiació estava atrapada (interaccionava amb la matèria fosca o neutrins o barions, etc.). | |||
CMBS: "cos negre més perfecte que existeix". Es determina la seva temperatura amb una precisió molt alta amb el COBE. | |||
[[Category:Astrofísica i cosmologia]] | [[Category:Astrofísica i cosmologia]] | ||
