El Big Bang hoy - Particle Physics at CIEMAT
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EL ORIGEN Y LA EVOLUCIÓN DEL UNIVERSO<strong>El</strong> <strong>Big</strong> <strong>Bang</strong> <strong>hoy</strong>XI Ciclo de Conferencias EUITA-ETSIA-EIAEMadrid, 2013Eusebio SánchezDivisión de astrofísica de partículas(Madrid) <strong>CIEMAT</strong>
ÍNDICEIntroducciónCosmología: La ciencia del universoM<strong>at</strong>eria oscuraEnergía oscura<strong>El</strong> origen del universoConclusión
La cosmología tr<strong>at</strong>a delas escalas espacialesmás grandes.<strong>El</strong> universo visiblecompleto<strong>El</strong> universo contieneestructuras ordenadasjerárquicamenteObservar a estas enormesdistancias es tambiénobservar a tiemposremotos por la velocidadfinita de la luz
Calendario cósmico a la Carl Sagan, de wikipedia
IDEA FUNDAMENTAL:<strong>El</strong> universo comenzó en un estado inicial muy densoy muy caliente y desde entonces se estáexpandiendo y enfriando
PRINCIPIO COSMOLÓGICOPRINCIPIOCOSMOLÓGICORELATIVIDADRELATIVIDAD GENERALGENERALINFLACIÓNINFLACIÓNΛCDM
<strong>El</strong> principio cosmológico<strong>El</strong> universo es homogéneo e isótropoEs decir, las propiedades del universo son las mismas independientemente delpunto donde las midamos y de la dirección en la que miremos.Solamente se verifica cuando tomamos regiones de untamaño de alrededor de 100 Mpc o mayores, pero nopara distancias más pequeñasLa teoría del <strong>Big</strong> <strong>Bang</strong> es capaz de explicar por qué ocurreesto. Describe cómo se forman las estructuras que seobservan en el universo.
La Teoría de la Rel<strong>at</strong>ividad GeneralLa fuerza de la gravedad es la curv<strong>at</strong>ura del espacio-tiempo“<strong>El</strong> espacio le dice a la m<strong>at</strong>eria cómo moverse, la m<strong>at</strong>eria ledice el espacio cómo curvarse.“, J. A. Wheeler
Al aplicar el principio cosmológico a las ecuaciones de Einstein:a: scale factor of the universeR: Radius of curv<strong>at</strong>ure (constant)t: proper timer: comoving distanceMétrica de FLRWFriedmann-Lemaitre-Robertson-WalkerLa teoría de la rel<strong>at</strong>ividadgeneral predice un universo enexpansión (o contracción)3 posibles geometrías:ρ < ρ C abierto (hiperbólico)ρ = ρ C plano (euclídeo)ρ > ρ C cerrado (elíptico)Factor de escala: Cómo se expanden lasdistancias con el tiempoTiempo cósmico: <strong>El</strong> que mide unobservador que ve el universo enexpansión uniformeCoordenadas comóviles: Permanecenconstantes en una expansiónhomogénea e isótropa
3 posibles geometríasLascoordenadascomóviles seexpanden conel universo
Parámetro de Hubble H y densidad crítica r cLa tasa de expansión del universo está relacionada conlas densidades y el factor de escala
La luz de las galaxias se observa desplazada al rojo porque eluniverso se expandeLa expansión del espacioarrastra a la luz y aumentasu longitud de onda Desplazamiento al rojo<strong>El</strong> desplazamiento al rojo es una medida de la escaladel universo en el momento en el que se emitió la luz
<strong>El</strong> Desplazamiento al rojo, zLas líneas espectrales de los cuerpos celestes se vendesplazadas respecto a su posición medida en ellabor<strong>at</strong>orio.Las líneas de todas lasgalaxias lejanas se vendesplazadas al rojo. Lasgalaxias se alejan.Cosmología:Distancia . vs. z
Distancia diámetro angularDistancia luminosidad(W M ,W L )=(0.05,0)(W M ,W L )=(0.05,0)(W M ,W L )=(0.2,0.8)(W M ,W L )=(0.2,0.8)(W M ,W L )=(1,0)(W M ,W L )=(1,0)astro-ph/9905116REGLASESTÁNDARastro-ph/9905116CANDELASESTÁNDAR
<strong>El</strong> modelo estándar de la cosmología: <strong>El</strong> <strong>Big</strong> <strong>Bang</strong>Los objetos se alejan porque el espacio se expande, pero los objetos nose hacen más grandesLa expansión es consecuencia del <strong>Big</strong> <strong>Bang</strong>La velocidad de expansión depende del contenido en m<strong>at</strong>eria-energíadel universo
73%22%
La cosmología moderna es una ciencia basada enla observaciónPotentes telescopios tantoen tierra como en elespacioEn muy diferenteslongitudes de onda (nosolamente luz visible)También se observan otraspartículas que vienen delespacio (rayos cósmicos,neutrinos…)
Verficación observacional del principio cosmológicoHomogeneidad: Difícil de observar.Comprobado que la distribución de galaxiasse hace uniforme con una precisión de unospocos por ciento a partir de distancias delorden de 100 MpcIsotropía: Comprobadacon una precisión de 1parte en 100000 gracias ala radiación de fondo
1929Expansión: La ley de HubbleLa constante de Hubble nos da la velocidad deexpansión del universo. Su medida ha mejoradomuchísimo gracias a las nuevas tecnologías. <strong>El</strong>mejor valor actual es:H 0 = 74.3 ± 2.1 km/s/Mpc19952011
(NOBEL) Se descubrió en 1965 por Penzias y WilsonSe confirmó que no era completamente uniforme en 1992 por COBE(NOBEL). Sus pequeñas anisotropías son la huella del origen de todas(…humanos las estructuras que vemos ahora (Galaxias, estrellas,LA RADIACIÓN DE FONDO DE MICROONDASUna de las predicciones decisivas del <strong>Big</strong> <strong>Bang</strong>Procede del desacoplo m<strong>at</strong>eria-radiación en el universo primitivoSe produjo cuando el universo tenía 380000 años. Es decir, de hace unos…¡¡¡13600 millones de años!!! (Si el universo fuera una persona de 80 años, la CMB(!meses sería una foto de cuando tenía 13
La radiación de fondo de microondas (CMB)Se produjo a una temper<strong>at</strong>ura de 3000 K, cuando el universo erasuficientemente frío como para que se formasen átomos, y se ha idoenfriando debido a la expansiónEspectro de cuerpo negro a 2.72548 ± 0.00057 K
La radiación de fondo de microondas (CMB)<strong>El</strong> universo era más caliente en el pasado<strong>El</strong> ritmo de enfriamiento es exactamente el predichopor la teoría del <strong>Big</strong> <strong>Bang</strong>
WMAP estuvo funcionando desd 2001 hasta 2010 en punto lagrangiano L2 del sistemaTierra-SolHa producido las medidas másprecisas hasta la fecha encosmología, que han permitidosituar la teoría cosmológica sobrebases observacionales sólidas
La próxima medida vendrá de Planck, que llegó al punto lagrangianoL2 ~7 de julio de 2009. Hará medidas más precisas que WMAP yademás es sensible a la polarización de la CMB
La radiación de fondo de microondas (CMB)LA GEOMETRÍA DEL UNIVERSO ES EUCLÍDEAΩ k = -0.037 ± 0.043= -0.0027 ± 0.0039Además de muchísimas otras cosas…
La nucleosíntesis primordialLos núcleos<strong>at</strong>ómicos másligeros se formaronen el primer cuartode hora del (desde~3 minutos a ~20minutos tras el BB)Izotov & Thuan, ApJ 511 (1999), 639 Charbonnel & Primas, A&A 442 (2005) 961astro-ph/0208186Medir sus abundancias:E. SánchezD Líneas de absorción en QSOs4He Regiones HII extragalácticas debaja metalicidad (O/H).7Li Estrellas enanas del halogaláctico. Errores sistemáticos grandes.TAE 2012 30
Nucleosíntesis: M<strong>at</strong>eria oscura no bariónicaLas abundancias miden elnúmero de bariones (protones yneutrones, es decir, m<strong>at</strong>erianormal)Es una física bien conocida(átomos)Número de fotones por barión dela CMB. ¡En perfecto acuerdo conlas abundancias!E. Sánchez¡HAY MATERIA OSCURA NOBARIÓNICA!TAE 2012 31
Las supernovas Ia: energía oscuraLas supernovas son el resultado de la muerte violenta de estrellas muymasivas. Son extraordinariamente brillantes, por eso se pueden ver aenormes distanciasSnIaEn sistemas binarios gigante rojaenanablancaLa enana blanca obtiene masa acosta de la giganteAl llegar al límite deChandrashekar explota. Todas soniguales, explotan al alcanzar eselímite (amnesia estelar)
SN 1998aq
SN 1998dh
Las supernovas Ia: energía oscuraLas supernovas Ia son buenos indicadores de distancia (candelasestandarizables) por ser igualesEstr<strong>at</strong>egia debúsquedaMirarsistemáticamentea la misma partedel cieloObtener elespectro y laevolución delbrillo
Las supernovas Ia: energía oscuraLA EXPANSIÓN DEL UNIVERSO SE ACELERA: ¡¡¡¡ENERGÍA OSCURA!!!!Fl<strong>at</strong> M<strong>at</strong>ter onlyClosed M<strong>at</strong>ter onlyFl<strong>at</strong> Dark Energy Only
La estructura a gran escala (LSS) del universoDiferentes contenidos de m<strong>at</strong>eria-energía del universo predicen diferentesniveles de estructura. M<strong>at</strong>eria y energía oscuras son necesariasL. Gao, C. Frenk & A. Jenkins, ICC, Durhamz=5 z=0.3 z=0
La estructura a granescala (LSS) deluniverso<strong>El</strong> <strong>Big</strong> <strong>Bang</strong> con un~73% de energíaoscura y un ~27%de m<strong>at</strong>eria total(normal y oscura),es capaz dedescribir laformación deestructuras en eluniverso
Lentes gravitacionales
Lentes gravitacionalesLa deformación de las imágenes depende de la masa de los objetos que hacen de lente(incluida la m<strong>at</strong>eria oscura), que curvan el espacio a su alrededorMétodo muy poderoso para observar la distribución de masa-energía en el universom<strong>at</strong>eria y energía oscuras
<strong>El</strong> <strong>Big</strong> <strong>Bang</strong> <strong>hoy</strong>: ΛCDMLa teoría del <strong>Big</strong><strong>Bang</strong> es unexcelentedescripción deluniversoobservado<strong>El</strong> 96% delcontenido deluniverso es den<strong>at</strong>uralezadesconocidaLa cosmologíarequiere físicamás allá delModelo Estándarde las partículas
<strong>El</strong> <strong>Big</strong> <strong>Bang</strong> <strong>hoy</strong>: ΛCDMNo es especulación. Basado en una enorme cantidad de observacionesprecisasCMB Ω TOT ~1 (<strong>El</strong> Universo esPLANO)BBN+CMB Ω B ~ 0.045 Lamayor parte del universo es nobariónicoLSS+DINÁMICA ¡MATERIAOSCURA! ; Ω DM ~ 0.225Supernovae Ia+LSS+CMB ¡ENERGÍA OSCURA! ; Ω DE ~ 0.73• Homogeneidad a gran escala• Ley de Hubble• Abundancias de elementos ligeros• Existencia de la CMB• Fluctuaciones de la CMB• LSS• Edades de las estrellas• Evolución de las galaxias• Dil<strong>at</strong>ación temporal del brillo de SN• Temper<strong>at</strong>ura vs redshift (Tolman test)• Efecto Sunyaev-Zel´dovich• Efecto Sachs-Wolf integrado• M<strong>at</strong>eria oscura(rotación/dispersioón)• Energía oscura(expansión acelerada)• Consistencia de todas las observaciones
UNION2 supernovaeWMAP7 CMBPercival 2010 BAONO SNSYSTEMATICSLa existencia de laenergía oscura y de lam<strong>at</strong>eria oscura estácomprobada con gransignificación y demanera precisaWITH SNSYSTEMATICSNo en vano el premioNobel de física 2011 seotorgó a la expansiónacelerada del universoaka Energía oscura
<strong>El</strong> <strong>Big</strong> <strong>Bang</strong> <strong>hoy</strong>: ΛCDMParameterCurrent Best ValueHubble expansion r<strong>at</strong>e h 0.710(25) WMAP7critical density ρ c 1.053 75(13)× 10 −5 h 2 (GeV/c 2 ) cm −3baryon density Ω b 0.045(3)pressureless m<strong>at</strong>ter density Ω M 0.27±0.03dark energy density (LCDM) Ω Λ 0.73(3)dark energy EoS parameter w -0.98 ± 0.05 (WMAP7+BAO+H0)CMB radi<strong>at</strong>ion density Ω γ 4.75(23) x 10 -5neutrino density Ω ν 0.0009 < Ω ν < 0.048total energy density Ω tot 1.002 ± 0.011 (WMAP7+BAO+H0)scalar spectral index n S 0.963(14)age of the Universe t 0 13.75 ± 0.13 Gyr
M<strong>at</strong>eria oscura y energía oscuraEntender la n<strong>at</strong>uraleza de la m<strong>at</strong>eriaoscura y de la energía oscura es unode los problemas fundamentales de laciencia actual.Es un problema fundamental nosolamente para la cosmología sinotambién para la física de partículas.La estructura, evolución y destino deluniverso depende críticamente de laspropiedades del sector oscuro.E. Sánchez“You don´t know the power ofthe dark side”Darth Vader, Star wars, episode 6TAE 2012 45
E. Sánchez TAE 2012 46
M<strong>at</strong>eria oscura: EvidenciasLa existencia de m<strong>at</strong>eria oscura se infiere de muchasobservaciones, independientes entre si y en escalas muydiferentes.Las primeras evidencias son de 1930´s, y desde entoncesno han hecho más que aumentar. Las principales son:• Curvas de rotación de las galaxias espirales o dedispersión en galaxias elípticasRelación masa-luminosidad en cúmulos de galaxias• Lentes gravitacionales• Estructura a gran escala del universo• Abundancias de elementos ligeros: la m<strong>at</strong>eria oscura esno-bariónicaE. SánchezTAE 2012 47
Evidencias: Curvas de RotaciónSe mide el redshift de diferenteszonas de la galaxia. Un extremo sealeja y otro se acerca.Las galaxias no siguen la predicción dela gravitación de Newton (o Einstein)que se espera de las estrellas quecontienen. Es necesaria m<strong>at</strong>eriainvisible para mantener la rotaciónobservada.¡MATERIA OSCURA!
Evidencias: razón masa-luminosidadEn los cúmulos de galaxias haymuchísima más masa que la que seve con la luz que emiten lasestrellas.Masa total del cúmulo:Teorema del virialTemper<strong>at</strong>ura dentro del cúmulo rayos X)Lentes gravitacionalesVISIBLE LENSING X-RAYEfecto SZ sobre la CMB¡MATERIAOSCURA!
Masa Total >> Masa Visible ¡MATERIA OSCURA!
¿Qué sabemos de la m<strong>at</strong>eria oscura?Puesto que el crecimiento de estructuras es “bottom-up” (los cúmulos ysupercúmulos se están formando todavía), LA MATERIA OSCURA ES FRÍA:Partículas no rel<strong>at</strong>ivistas, estables, neutras y que apenas interaccionan conla m<strong>at</strong>eria normalDarkM<strong>at</strong>terNon-BaryonicBaryonicThermalNon-ThermalClumped H2DustMACHOSLightNeutrinos???WIMPSAxions???
SMSMSMSMCómo observar la m<strong>at</strong>eria oscuraccccSMSMDETECCIÓN INDIRECTA:Medir rayos gamma, neutrinos,positrones, antiprotones, antideuterones,etc que se produzcan en laaniquilación de m<strong>at</strong>eria oscuraPRODUCCIÓN:Producirla y medirla encolisionadores de partículas(LHC)DETECCIÓN DIRECTA:Medir el sc<strong>at</strong>tering de partículas dem<strong>at</strong>eria oscura con detectoressubterráneoscc
Situación actualEnorme evidencia observacional INDIRECTA , a través de suinfluencia gravit<strong>at</strong>oria, para la MATERIA OSCURA:Partículas estables, neutras y no rel<strong>at</strong>ivistas que forman el ~22% dela densidad del universoSi son WIMPs, la densidad local es de ~0.4 GeV/cm 3Si m WIMP ~100 GeV, unos 10 WIMPs/año interactcionancon un cuerpo humanoSi m WIMP ~10 GeV, unos 10 5 WIMPs/año interactcionancon un cuerpo humanoE. SánchezTAE 2012 53
¿Qué entendemos por energía oscura?<strong>El</strong> descubrimiento de la expansión acelerada del universo(1998) fue una gigantesca sorpresa, ya que se esperabajusto lo contrario debido a la acción de la gravedad(<strong>at</strong>ractiva y no repulsiva)Sea cual sea el mecanismo que causa laaceleración, lo llamamos energía oscura:La constante cosmológica de EinsteinUn nuevo campo de fuerza (“quintaesencia”)Modificaciones a la Rel<strong>at</strong>ividad General
¿QUÉ SABEMOS SOBRE LA ENERGÍA OSCURA?1) No emite ni absorbe radiación electromagnética2) Ejerce una presión grande y neg<strong>at</strong>iva3) Su distribución espacial es homogénea. La energía oscura no seacumula de manera signific<strong>at</strong>iva, al menos en escalas como loscúmulos de galaxiasMuy diferente de la m<strong>at</strong>eria oscura. Su presión es comparable a su densidadde energía (es tipo energía) mientras que la m<strong>at</strong>eria se caracteriza por unapresión despreciable.La energía oscura es un fenómeno difuso, que interacciona de maneraextremadamente débil con la m<strong>at</strong>eria y de muy baja energía. Por lo tanto serámuy difícil producirla en aceleradores. Puesto que no se acumula, el universoen su totalidad es la manera n<strong>at</strong>ural (quizá la única) de estudiarla.Muy probablemente el avance vendrá a través de la mejora en lasobservaciones
La Constante CosmológicaTodas las observaciones actuales son comp<strong>at</strong>ibles con que la energía oscurasea la constante cosmológica. Es el candid<strong>at</strong>o más n<strong>at</strong>ural, pero también elmás misterioso y chocanteConstante cosmológica: Su densidad es constante en el tiempo y obedece unaecuación de estado p=-ρNo hay una explicación para Λ a partir de la física de partículas. Si es laenergía del vacío:W L~0.7 r L~(10 meV) 4Mientras que de la teoría (SM) sería r L~M 4 Planck ~10120 x (10 meV) 4
Métodos de estudio de la energía oscuraRedshift Space DistortionsSupernovae IaBAOGalaxyClustersCountsGravit<strong>at</strong>ionalLensing
SituaciónactualNO SN SYSTEMATICSWITH SN SYSTEMATICSTodas lasobservacionesindican que laenergía oscuraes laconstantecosmológicade Einstein, esdecir, laenergía delvacío
SITUACIÓN ACTUALLa energía oscura se hadetectado inequívocamente paraz1LCDM es una excelente descripciónde todos los d<strong>at</strong>os.Hay todavía mucho trabajo pordelante para estudiar la evolucióncon el desplazamiento al rojoSE NECESITAN DATOS NUEVOS YMÁSPRECISOS: GRANDESCARTOGRAFIADOS DE GALAXIAS
ALGUNOS PROYECTOS PRESENTES Y FUTUROSDES, Pan-STARRS, HSC, Skymapper, PAU, LSST, Euclid (EIC)...WiggleZ, BOSS, <strong>Big</strong>BOSS, HETDEX, WFMOS/Sumire, Euclid (NIS)...WMAP, Planck, CMBPol…
Un poco de propaganda sobre los proyectos en los quetrabajamos en el <strong>CIEMAT</strong>:DES (Dark Energy Survey)PAU (<strong>Physics</strong> of the Acceler<strong>at</strong>ing universe)
DES Science ReachFour Probes of Dark EnergyGalaxy Clusters~100,000 clusters to z>1Synergy with SPT, VHSSensitive to growth of structure and geometryWeak LensingShape measurements of 200 million galaxiesSensitive to growth of structure and geometryBaryon Acoustic Oscill<strong>at</strong>ions300 million galaxies to z = 1 and beyondSensitive to geometrySupernovae30 sq deg time-domain survey~4000 well-sampled SNe Ia to z ~1Sensitive to geometryForecast Constraints on DE Equ<strong>at</strong>ion of St<strong>at</strong>eDESPlanck prior assumedFactor 3-5 improvement overStage II DETF Figure of Merit
Barred spiral galaxy NGC 1365, in the Fornax cluster of galaxies, which lies about 60 millionlight years from Earth.Credit: Dark Energy Survey Collabor<strong>at</strong>ion
PAU@WHT: <strong>Physics</strong> of the Acceler<strong>at</strong>ingUniverse• New camera for WHT with18 2k x 4k CCDs covering 1deg ∅ FoV.• It can provide low-resolutionspectra (Δλ/λ ~ 2%, or R ~ 50)for >30000 galaxies, 5000stars, 1000 quasars, 10 galaxyclusters, per night.
PAUCam: The Pau CameraMany pieces already produced. In assembly and testing phaseMain body of the cameraVacuum system testFilter tray systemtestsCCDs already inthe LAB
PAU@WHT Science ReachSurvey str<strong>at</strong>egy produces two samplesMain science case:Use near sample for redshift-space distortionsUse far sample for weak lensing magnific<strong>at</strong>ionCombin<strong>at</strong>ion of RSD and MAG in the same d<strong>at</strong>a set ➔ a uniqueadvantage of PAU.
EL UNIVERSO TEMPRANO: INFLACIÓN,MULTIVERSO Y BIG BANG
La inflación cósmica: <strong>El</strong> <strong>Bang</strong> del <strong>Big</strong> <strong>Bang</strong><strong>El</strong> tercer pilar de la cosmología es lainflación cósmicaResuelve algunos de los problemasdel <strong>Big</strong> <strong>Bang</strong> clásico:Homogeneidad y planitudSus detalles aun se desconocen,pero es la mejor descripción deluniverso temprano
La inflación en un minuto<strong>El</strong> universo empieza muy pequeño… Quizás como una pequeña fluctuación enla espuma espaciotemporal.Un campo inestable (el infl<strong>at</strong>ón), llena el espacio de la fluctuaciónEs muy especial: ¡Produce repulsión gravitacional! Explosión.<strong>El</strong> campo es inestable y se desintegra terminando la inflación tras 10 -35 sLa energía acumulada enel infl<strong>at</strong>ón, que se liberaal oscilar en torno almínimo, produce toda lam<strong>at</strong>eria que vemos <strong>hoy</strong>en día en el universo enforma de un plasma muydenso y muy caliente
La inflación en un minuto<strong>El</strong> universo observable es deltamaño de una canica al terminarla inflaciónLa “sopa primordial” es el punto departida de la expansión del <strong>Big</strong><strong>Bang</strong> clásico. A partir de estemomento el universo se expande yse enfría hasta llegar al día de <strong>hoy</strong>
La inflación cósmicaLa inflación explica la formación de estructuras en el universo. Lasinhomogeneidades iniciales se deben a fluctuaciones cuánticas durante el periodoinflacionario, amplificadas por la expansión desaforada.¡Las mayores estructuras que observamos <strong>hoy</strong> en día son el resultado defluctuaciones cuánticas que ocurrieron en escalas microscópicas!
¿Universo o Multiverso?Inflación eternaUn númeroinfinito deuniversos enun fondo eninflacióneterna<strong>El</strong> paisaje cósmicoCada universo es un estado del vacío de l<strong>at</strong>eoría de cuerdasUniversos branaSubespacios de 4dimensiones del espaciototal de 11 dimensiones
<strong>El</strong> origen del Universo. <strong>El</strong> <strong>Big</strong> <strong>Bang</strong><strong>El</strong> universo se crea a símismo: máquina del tiempoNo frontera: Espacio y tiempose confundenEfecto túnel cuántico a partirde la nadaNo se sabe si alguna de estas propuestas es correcta, pero la cuestión está dentro del alcance da la cienciaUniverso cíclico: Teoría decuernas y branasGran rebote: Cosmologíacuántica de buclesInflación eterna y universosbebé
ConclusionesLa teoría del <strong>Big</strong> <strong>Bang</strong> actual, ΛCDM, está basada en unaenorme cantidad de observaciones, y se construye con:La teoría de la rel<strong>at</strong>ividad general<strong>El</strong> principio cosmológicoLa inflación cósmicaExige nueva física. <strong>El</strong> 96% del contenido del universoson entes exóticos y desconocidosEnergía oscura (74%)M<strong>at</strong>eria oscura (22%)<strong>El</strong> mecanismo de la inflación y el origen del universoHay un enorme esfuerzo internacional para avanzar en lacomprensión de estas cuestiones
Cosmología en el <strong>CIEMAT</strong>:http://wwwae.ciem<strong>at</strong>.es/DEShttp://wwwae.ciem<strong>at</strong>.es/PAUPondré la charla en:http://wwwae.ciem<strong>at</strong>.es/tesis_y_talks/general.htmlInformación sobre DES y PAU:http://www.darkenergysurvey.orghttp://www.pausurvey.orgSi teneis preguntas:eusebio.sanchez@ciem<strong>at</strong>.es
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