El descubrimiento de la expansión acelerada del
universo (1998) fue una gigantesca sorpresa, ya que
se esperaba justo lo contrario debido a la acción de
la gravedad (atractiva y no repulsiva)
Sea cual sea el mecanismo que causa la
aceleración, lo llamamos energía oscura:
La constante cosmológica de Einstein
Un nuevo campo de fuerza (“quintaesencia”)
Modificaciones a la Relatividad General
¿QUÉ SABEMOS SOBRE LA ENERGÍA OSCURA?
1) No emite ni absorbe radiación electromagnética
2) No se diluye con la expansión
Presión negativa
3) Su distribución espacial es homogénea. La energía oscura no
se acumula de manera significativa, al menos en escalas
como los cúmulos de galaxias
Muy diferente de la materia oscura. Su presión es comparable a su
densidad de energía (es tipo energía) mientras que la materia se
caracteriza por una presión despreciable.
La energía oscura es un fenómeno difuso, que interacciona de manera
extremadamente débil con la materia y de muy baja energía. Por lo
tanto será muy difícil producirla en aceleradores. Puesto que no se
acumula, el universo en su totalidad es la manera natural (quizá la
única) de estudiarla.
Muy probablemente el avance vendrá a través de la mejora en las
observaciones
La Constante Cosmológica
Todas las observaciones actuales son compatibles con que la energía
oscura sea la constante cosmológica. Es el candidato más natural, pero
también el más misterioso y chocante
Constante cosmológica: Su densidad es constante en el tiempo y
obedece una ecuación de estado p=-ρ
No hay una explicación para
Λ a partir de la física de partículas. Si es
la energía del vacío:
W
L~0.7 r
L~(10 meV)
4Mientras que de la teoría (SM) sería
r
L
~M
4Planck~
10
La Constante Cosmológica
El valor medido de la constante cosmológica es
incompatible con la predicción del campo de Higgs
V(φ) = V
0- µ
2φ
2+ λφ
4<0|φ|0>=v=246.2 GeV
Si minimizamos el potencial:
φ
2 MIN=µ
2/2λ y
V
MIN=V
0- µ
4/4λ = ρ
SSB VAC~ 4.7 x 10
8GeV
4A comparar con el valor medido
ρ
ΛVAC
= 3.1 x 10
-47GeV
4Métodos de estudio de la energía oscura
Supernovae Ia BAO Galaxy Clusters Counts Gravitational LensingSupernovae Ia
Es la técnica con la que se descubrió la energía oscura.
La técnica mejor conocida hoy en día
Las SN Ia son EXCELENTES INDICADORAS DE DISTANCIA
Estrategia de búsqueda
Búsqueda periódica
Observar
sistemáticamente la
misma región del cielo
Clasificación
Espectros y colores de
la supernovas
Curvas de luz
En muchos colores
E. Sánchez TAE 2012 7Supernovae Ia
Las SN Ia son BUENAS INDICADORAS DE DISTANCIA
No son candelas estándar, pero son estandarizables
Se calibran usando supernovas cercanas, cefeidas y modelos teóricos
La forma de la curva de luz está relacionada con la
luminosidad: hay varios modelos muy precisos, SALT2,
MLCS2k2. Más precisos que las correcciones iniciales, Δm
15o
Graphics: A. Papadopoulos Shallow field search for SNe Ia
SN Ic z=0.06
pictures from Chris D’Andrea
Graphics: C. D’Andrea Deep field search for SNe Ia
Graphics: C. D’Andrea Deep field search for SNe Ia
Graphics: C. D’Andrea Deep field search for SNe Ia
Graphics: C. D’Andrea Deep field search for SNe Ia
Graphics: C. D’Andrea Deep field search for SNe Ia
Graphics: C. D’Andrea Deep field search for SNe Ia
Graphics: C. D’Andrea Deep field search for SNe Ia
Supernovae Ia
µ=m-M=5log
10(d
L/10pc)
distance modulus
M = Magnitud absoluta
(conocida para candelas
estándar),
m = magnitud aparente
m (medida para cada
supernova)
Una vez medidas las
magnitudes, construir
el diagrama de Hubble
Y ajustar los parámetros
cosmológicos
Oscilaciones acústicas de los bariones
El universo temprano estaba lleno de un plasma a alta temperatura
Las zonas más densas (en DM y bariones) crean una onda sonora esférica
por presión de radiación (al 57% de la velocidad de la luz).
Los fotones se desacopan en la recombinación.
La velocidad del sonido cae de manera abrupta y las ondas se congelan a
un radio de 150 Mpc.
Hay sobredensidad de bariones, y por tanto galaxias, separados 150 Mpc
La amplitud y frecuencia de las oscilacioines dependen de Ω
My Ω
B.
Las anisotropías de la CMB fijan esta escala a z
CMB~1100.
En un cartografiado de galaxias se puede medir esta escala en la
dirección transversa y en la longitudinal. Estas medidas dan H(z) y D
A(z)
respectivamente
BARIONES FOTONES PERFIL DE DENSIDAD
htp://astro.berkeley.edu/~mwhite/bao/
A z>>1000 el universo de un gas de fotones y bariones (protones y electrones) fuertemente acoplados, más neutrinos y materia oscura.
Las sobredensidades crean sobrepresiones que lanzan una onda sonora en el gas.
La onda viaja a la velocidad del sonido, cs = c / √3
A z ~ 1100 (t ~ 350 000 yr), la temperatura ha bajado lo suficiente (3000 K) como para que los protones y los electrones se asocien en átomos de
hidrógeno. Los fotones, que proporcionaban la presión, se desacoplan y viajan libremente hasta
nosotros (CMB)
La velocidad del sonido de los bariones se desploma. La onda se congela a ~150 Mpc.
Las sobredensidades en el centro original (DM) y en la envoltura (gas) son las semillas de las galaxias.
Hay una separación privilegiada entre galaxias a 150 Mpc: REGLA ESTÁNDAR
Oscilaciones acústicas de los bariones
Mídase la posición y el desplazamiento al rojo de las galaxias y calcúlese
la función de correlación o el espectro de potencias.
Ya se han obtenido los primeros resultados. Esta técnica es muy
robusta y permite determinaciones precisas.
SDSS
2005
Image: Dark Energy Survey Collaboration www.darkenergydetectives.org
Oscilaciones acústicas de los bariones
arXiv:1311.5895[astro-ph.CO] A&A 552 (2013) A96
Las medidas están en un exquisito acuerdo con
ΛCDM
Número de cúmulos de galaxias
El número de cúmulos de galaxias en función de z es muy
sensible a los parámetros cosmológicos, y en particular a la
energía oscura
Sensible a distancias y
crecimiento de
estructuras
Mohr (2005)𝑑𝑁
𝑑Ω 𝑑𝑧
=
𝑑𝑉
𝑑Ω 𝑑𝑧
𝑑𝑀
∞ 𝑀𝑚𝑖𝑛𝑑𝑛
𝑑𝑀
En primer lugar, hay que identificar los cúmulos:
Efecto Sunyaev Zel’dovich
Rayos X
Imágenes ópticas
Lentes gravitacionales
newly discovered supercluster, PLCK G214.6+37, PLANCK Data release (16/01/2011) SPT Results R. Williamson et al., arXiV:1101.1290 astro-ph (2011) SPT-CL J2344-4243 Z=0.62 Blanco/mosaic-II irg SPT-CL J2337-5942 Z=0.775 Spitzer-Magellan igNúmero de cúmulos de galaxias
Segundo, hay que medir
la masa y el z
Masa de SZ, rayos X o
lentes
z de imágenes o
espectros ópticos
Método en
principio muy
potente, que no
ha sido usado
todavía, porque
no hay
cartografiados
suficientemente
profundos. La
sensibilidad final
dependerá de los
errores
sistemáticos
Número de cúmulos de galaxias
Multi-color image of the inner 5 arcmin Weak lensing aperture mass significance map of the inner 30 arcmin, overlaid with galaxies The same galaxies, but for
the entire useable field of
view of 90 arcmin
Observer
Dark matter halos
Distorsión de las imágenes de galaxias lejanas por la materia intermedia
Efecto del orden del 1%
UNLENSED LENSED
2 efectos: Magnificación y
distorsión
Nos dan la distribución de
materia entre el observador y
las fuentes lejanas
Lentes gravitacionales débiles
CTIO Lensing Survey
75 square degrees
~2 million galaxies
Jarvis et al.,
ApJ 644 (2006) 71
astro-ph/0502243
COSMOS from HST
1.64 square degrees up to
Magnitude 26.6
R. Massey et al.
ApJ Suppl. 172 (2007) 235
astro-ph/0701480
Sensible a
distancias y
crecimiento
de
estructuras
Distorsiones en espacio de desplazamiento al rojo
La función de correlación de
las galaxias deja de ser
isótropa
La anisotropía depende del
crecimiento de estructuras
es el universo por lo que
contiene información
cosmológica y se puede
utilizar para medir las
propiedades de la energía
oscura
Sensible al crecimiento de
estructiura (propiedades de
Situación actual
Todas las observaciones son compatibles con que la energía oscura es la
constante cosmológica de Einstein, es decir, la energía del vacío
Situación actual
Todas las observaciones son compatibles con que la energía oscura es la
constante cosmológica de Einstein, es decir, la energía del vacío
Situación actual
Todas las observaciones son compatibles con que la energía oscura es la
constante cosmológica de Einstein, es decir, la energía del vacío
La energía oscura se ha
detectado inequívocamente
para z<1
Los datos actuales no son
sensibles a z>1
LCDM es una excelente
descripción de todos los datos.
Hay todavía mucho trabajo por
delante para estudiar la
evolución con el desplazamiento
al rojo
SE NECESITAN DATOS NUEVOS Y
MÁS PRECISOS: GRANDES
CARTOGRAFIADOS DE GALAXIAS
Observaciones para estudiar la energía oscura
Distancias vs redshift: CMB acoustic peaks, SNIa, BAO,
SZ+X-ray+Optical clusters, strong lensing statistics, Ly-alpha forest
correlations, Alcock-Pazynski test, galaxy counts…
Crecimiento de estructura: CMB, weak lensing, galaxy
clusters, Ly-alpha forest, ISW effect, …
No hay ningún método individual que sea
suficientemente potente para como para mejorar los
resultados actuales un orden de magnitud (objetivo
actual). Mucha más potencia estadística, mayor
capacidad de discriminación entre teorías y mayor
Proyectos actuales y futuros sobre energía oscura
PAU
