A face oculta do Universo

Apresentação em tema: "A face oculta do Universo"— Transcrição da apresentação:

1 A face oculta do Universo
C.P.G. de Astronomia Observatório Nacional F. E. M. Costa

2 Perguntas fundamentais
Quando, Por que e Como O homem começou a pensar? A vida se originou? O Universo se originou?

3 Em busca de respostas 1917 – formulação definitiva da T.R.G.
Correlação entre geometria e fonte de gravitação (matéria, energia).

4 Modelo cosmológico de Einstein
Primeira tentativa: T.R.G Princípio cosmológico. Incompatível com as observações da época (Universo estático). Segunda tentativa: T.R.G. com (constante cosmológica) + Princípio cosmológico.

5 1922 – Friedmann: modelo sem constante
cosmológica, no qual o Universo evolui. Universo dinâmico Universo estático

6 1928 – Hubble: observa a recessão de galáxias.
                                                O Universo é dinâmico e está em expansão. A constante cosmológica foi o maior erro da minha vida!

7 Modelo de Friedmann

8 Evolução das componentes cósmicas
Matéria Radiação Universo plano: k=0 O Universo teve, então, um passado quente e denso (BIG BANG).

9 Gamow et al. : no passado muito remoto
matéria e radiação interagiam fortemente e estavam em equilíbrio termodinâmico. Radiação cósmica de fundo

10 1964: Descoberta ocasional da RCF

11 O Universo só pode ser observado por
radiotelescópios até SUE. Para investigá-lo em tempos mais remotos é preciso utilizar teorias físicas. Gamow et al. : o comportamento do Universo nos primeiros minutos de sua evolução é semelhante ao de um grande reator nuclear em expansão. Síntese dos núcleos atômicos

12 Estágio inicial do Universo: T=1011K
UP: plasma indiferenciado de matéria e radiação em rápida expansão. Os principais constituintes são: fótons, elétrons, neutrinos e suas antipartículas e uma pequena quantidade partículas nucleares. Interação muito rápida entre as partículas. Equilíbrio termodinâmico. Temperatura, grandezas conservadas e as proporções de nêutrons e prótons?

13 Para T=1010K a fração de nêutrons havia caído para cerca de ¼.
Em T=1010K os neutrinos passam a se comportar como partículas livres; Em T=5x109K os pares elétron-pósitron aniquilam-se; As reações de conversão de nêutrons em prótons e vice-versa cessam; A fração de nêutrons não se mantem constante, devido ao seu decaimento; Para T=0.9x109K (± 3 minutos depois S.C.) tem-se inicio a síntese dos núcleos leves; As reações deixam de ocorrer ± 15 minutos depois.

14 Abundâncias Previstas
Figura 1.1: Abundâncias primordiais dos elementos leves prevista pela NBB como função da razão bárion-fóton. G. Steigman, astro-ph/ v1, (2000).

15 Evolução das abundâncias com η

16 Previsões do modelo de Friedmann + Física usual
1. Expansão do universo 2. Existência da RCF 3. Síntese de núcleos leves Problemas com o modelo de Friedmann P. horizonte 2. P. planura 3. P. assimetria matéria-antimatéria

17 Inflação cósmica Possivelmente ocorreu durante uma transição de fase (quebra espontânea de simetria nas escalas de GUT, cerca de T=1028K ); A energia do Universo é dominada por um campo escalar (inflaton); O inflaton tem um efeito gravitacional líquido repulsivo (expansão acelerada); Aumento muito rápido do fator de escala [a(t)]; Soluciona os problemas do horizonte e da planura.

18 História do Universo

19 Curvas de rotação Se os aglomerados e/ou as galáxias são
sistemas gravitacionalmente ligados devem seguir a curva A.

20 Matéria escura Uma forma postulada de matéria que só interage gravitacionalmente; Sua presença pode ser inferida a partir de efeitos gravitacionais sobre a matéria visível, como estrelas e galáxias; Introduzida em 1933 por Zwicky para explicar os movimentos de galáxias nos aglomerados de Coma e Virgo; É necessária também à Cosmologia.

21 Matéria escura na Cosmologia
NBB Est. dinâmicas Conteúdo material faltante Formação de estruturas: as estruturas no Universo só podem ser formadas se houver matéria escura.

22 Candidatos à matéria escura
Fís. de partículas: fornece possíveis candidatos à matéria escura. CDM: WIMPS (áxions e neutralinos) HDM: neutrinos WDM: gravitinos Form. de estruturas

23 E os outros 70% dos constituintes do Universo?

24 1998: Supernovas do tipo Ia + R.G.
Os 70% restante dos constituintes do Universo estão na forma de uma componente exótica. Energia escura Pressão negativa: efeito gravitacional repulsivo.

25 Evidências indiretas da energia escura
Medidas de distância-luminosidade de SNe Ia; Medidas das anisotropias na radiação cósmica de fundo; Estimativas dinâmicas para a densidade de energia do Universo.

26

27 Candidatos à energia escura
1 - A constante cosmológica, i.e., a densidade de energia do vácuo. O que!? Então, eu não estava errado! O problema da constante cosmológica: problema na interface da Cosmologia com a Física de Partículas. ? Não há explicação proveniente de teorias fundamentais.

28 Ratra & Peebles, PRD, (1988) Steinhardt et al. PRL, (1998)
2. Campo escalar f V(f) Vácuo Ratra & Peebles, PRD, (1988) Steinhardt et al. PRL, (1998)

29 3. Fluido exótico As observações indicam que w é muito próximo de –1 (cte cosmológica).

30 Problema de coincidência cósmica
As observações indicam que as densidades relativas da matéria e energia escuras são da mesma ordem de magnitude hoje. Se as componentes evoluem independentemente, não uma razão pela qual elas sejam atualmente da mesma ordem de magnitude hoje. As componentes interagem entre si: Quintessência Acoplada

31 Solução fenomenológica:
Decaimento do vácuo A densidade de energia do vácuo muda ao longo da evolução do Universo. Em espaços curvos e referenciais acelerados o vácuo não é um invariante. Efeito Hawking Efeito FUD

32 Solução fenomenológica:
Decaimento do vácuo Se há uma troca de energia entre o vácuo e a matéria escura, a densidade desta não segue a lei de evolução usual, mas sim, P. Wang and X. Meng, Class. Quant. Grav. 22, 283 (2005). J. S. Alcaniz and J. A. S. Lima, Phys. Rev. D 72, (2005).

33 Caso mais realístico: parâmetro de interação variável
F. E. M. Costa and J.S. Alcaniz, PRD 81, (2010).

34 Considerando que, F. E. M. Costa and J.S. Alcaniz, PRD 81, (2010).

35 Evolução das densidades relativas
F. E. M. Costa and J.S. Alcaniz, PRD 81, (2010).

36 Aceleração transiente
F. E. M. Costa and J.S. Alcaniz, PRD 81, (2010).

37 String Theory and Quintessence
Fisher et al., JHEP07 (2001) 003 Hellermann et al., JHEP06 (2001) 003

38 Vínculos termodinâmicos
Se o processo de interação entre o vácuo e a matéria escura modifica o número de partículas, tem-se Como

39 Vínculos termodinâmicos
Se o processo de interação entre o vácuo e a matéria escura é adiabático, tem-se onde, F. E. M. Costa J.S. Alcaniz and J. Maia, in preparation

40 Potencial escalar Se o campo rola lentamente para o mínimo de seu potencial, tem-se: e a evolução do termo cosmológico pode ser representada por um potencial de campo escalar. F. E. M. Costa et. al., Phys. Rev. D 77, (2008).

41 Caminhos alternativos
Teorias de gravidade modificada; Teoria de branas; Quantizar a gravidade. Unificar a gravidade com as demais interações.

42 Uma teoria de unificação fornecerá uma (ou várias) resposta(s) sobre a origem do Universo?
Se a M.Q. é mais fundamental do que R.G., existirão várias respostas, com uma delas sendo mais provável.

43 Gravidade quântica: especulações
Descreverá o Universo com um número infinito de dimensões; Incorporará de alguma forma o homem como elemento da teoria; Fornecerá o estado inicial mais provável para que o Universo tenha evoluído para ser do jeito que é; Responderá se o Universo proveio do acaso ou não.

44 Quem organizou então o acaso?
DEUS! GRAVIDADE!