O QUE SÃO O BIG-BANG, A ENERGIA E A MATÉRIA ESCURAS?

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1 O QUE SÃO O BIG-BANG, A ENERGIA E A MATÉRIA ESCURAS?
NELSON PINTO NETO ICRA-CBPF Hubble Ultra Deep Field: ~ galáxias, abertura angular ~ 1/10 da Lua cheia 400 HST orbits around Earth from September 24, 2003, to January 16, 2004. million-second-long exposure (divulgado em 9 de março de 2004)

2 COSMOLOGIA Descrição da totalidade do mundo físico
pelo método científico. - Objeto de estudo é tudo que existe, incluindo observadores. - É único: não temos outras amostras para manipular: PROBLEMAS COM A MECÂNICA QUÂNTICA! - O único ponto de vista é do observador na Terra através de ondas eletromagnéticas - ondas gravitacionais: outra janela.

3 Espectro Eletromagnético
Apêndice. Revisão para quem não lembra... Praticamente toda a informação cosmológica que nós temos é através da radiação eletromagnética. Hoje o universo é observado em todos os comprimentos de onda. Hoje o universo é observado em todos os comprimentos de onda.

4 Aglomerados de Galáxias
Hydra A no ótico Hoje conhecemos por volta de aglomerados de galáxias. In the 1930's, Fritz Zwicky and Sinclair Smith used optical spectroscopy to measure galactic line of sight velocities in the Coma and Virgo clusters. By assuming that the galaxies were virialised point masses orbiting within a spherical potential, they were able to use the observations to make an estimate of the mass of the clusters. [virial sigma^2=GM/R] lentes e velocidades concordam (fator 2...x 1%) Agora raios x! Milhões de graus K. [equilíbrio hidrostático: -1/rho dP/drho = -GM/r^2] Descobertos em 1970 (aglomerado de virgo (maior) e coma (mais brilahnte)) Contém centenas de galáxias Massa em gás pode chegar a 20 vezes as das galáxias (massa luminosa) Ainda assim, resta 80% de matéria escura. Satélites recentes: ROSAT, Chandra, XMM-Newton 0087_xray_lg: aglomerado hydra A 0087_optical_lg: Hydra A no ótico: centenas de galáxias. Catálogo de Abel (1958) Hydra A em raios x Mgás ~ 20 x Mestrelas Gás é distribuido mais suavemente

5 DISTÂNCIAS DAS GALÁXIAS
Distâncias muito grandes: medidas em ano-luz Velocidade da luz: km/s A luz dá 8 voltas ao mundo em 1 segundo! Um ano-luz: distância percorrida pela luz em 1 ano: km! 1 parsec: distância para a qual paralaxe vale 1 segundo de arco ~ 3 anos-luz.

6 PARALAXE

7 Natureza das Galáxias Henrietta Leavitt (1912): relação entre período de estrelas variáveis cefeidas e sua luminosidade intrínseca Edwin Hubble (1923): determina a distância da “nebulosa” de Andrômeda (M31), usando uma estrela cefeida Antes de falar da estrutura em grande escala, falar da expansão do universo. Aqui vou falar um pouco de história sim. Isso é muito comum em astronomia observacional: o uso de relações empíricas “calibradas” a curtas distâncias. Na verdade era a, hoje conhecida, galáxia de Andrômeda , catalogada por Messier com M31. Até os anos 20 não estava clara a natureza, o que foi resolvido por Hubble. Deteção de estrelas, medida de distância: fica clara a natureza extragalática das “nebulosos espirais” Foto: cefeida com o HST: para fazer diagrama de Hubble moderno e obter a sua constante (como falaremos mais à diante)

8 O Desvio para o Vermelho
Efeito Doppler Desvio para o vermelho Desvio para o azul Vocês devem se lembrar do curso de relatividade restrita. Quem não viu, verá. Mas termo newtoniano física II. É bom considerar o caso relativístico, pois, como veremos, algumas velocidades em cosmologia não são desprezíveis frente à da luz. (não há v>c!, desconhecimento de RR) [fazer conta no quadro?]

9 A Expansão do Universo Vesto Slipher (1917): desvio para o vermelho de galáxias (13 de 15) Hubble (1929): descobre a expansão do universo (mas desconhecia natureza extragaláctica) Velocidade (Km/s!) x distância (em megaparcecs) [até 2] Descobere experimentalmente Este é mais um desses exemplos raros em física, mas que são bastante abundantes em cosmologia e gravitação (teoria antes da observação) Teoria: Eistein, de Sitter (17), Friedmann (22), Lemaître (27), Robertson (29), [Eddington (30)], Weyl (23,relação linear) Observação: Slipher (20's redshifts), Wirtz (24) [Lundmark (25)], Hubble (29)

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11 O Diagrama de Hubble (Versão Atual)
Velocidade (km/s) Dados do Hubble Distância (Mpc)

12 A RELATIVIDADE GERAL DE EINSTEIN
A gravidade atua em tudo! Todas as partículas caem da mesma forma! Os corpos livres também seguem todos a mesma trajetória. Gravitação não é uma força! Uma grande massa curva o espaço-tempo!

13 ESPAÇO CURVO DE UMA ESTRELA

14 Esférica Hiperbólica Plana
Geometria Cosmológica Ângulos: Analogia 2D: Distância própria ds=f(r)^1/2 dr (“cut and paste” cosmology) Às vezes fala-se de “fechado” e “aberto”, mas errado, pois podemos ter uma topologia não trivial (TRG é uma teoria local) Em princípio, a (fator de escala) não tem nada a ver com o “raio do universo”, mas... [Importante ressaltar, pois teóricos e observacionais costumam utilizar convenções distintas!] Outra forma de enxergar: elementos de arco [Pode propagar em linha reta e ainda assim divergir! e.g. esfera] Artista : Peter Paul Rubens (e Ateliê) [MASP] Período : (Siegen, Antuérpia, 1640) Título : O Arquiduque Alberto VII da Áustria Descrição : óleo sobre tela, 200 x 118 cm, Esférica Hiperbólica Plana

15 A EXPANSÃO DO UNIVERSO

16 A Expansão do Universo I
Não é explosão! Não possui centro! Relação linear: O Parâmetro de Hubble: O movimento de uma galáxia (em relação a nós) é o seu próprio movimento! Mas esperamos que, na média, a velocidade de expansão aumente com a distância e as velocidades peculiares fiquem da mesma magnitude Já que falamos novamente das galáxias, voltemos à estrutura em grande escala. H0 = 24 km/s /milhão de anos-luz Há quanto tempo começou a expansão? T = 1/H0 = 14 bilhões de anos

17 Evolução do Universo d Nomenclatura: “Big-Bang”:
Extrapolação para d  0 d sela ρ<ρC Fator de escala ρC plano Caso Lambda=0, Aproveitar para falar de singularidade.... (concentração grande, daí o nome de “Big-Bang”) E também sobre o problema da idade. Daí também surge a idéia de história térmica (à qual voltaremos mais tarde) esfera ρ>ρC agora tempo

18 Breve História Térmica do Universo
Se o universo está se expandindo, ele já foi mais quente e denso -> fluido cósmico contraindo, universo esquenta (Gamow, década de 40) “Filme na direção contrária”: vamos ir olhando cada vez mais remotamente na história do universo. Veremos que a história do universo também deixa seus “fósseis” [Vantagem da cosmologia: cone de luz, análogo a camadas geológicas.] Pilares do modelo cosmológico padrão: Ninguém duvida dos dinossauros.

19 A MATÉRIA-ENERGIA CONHECIDA DO UNIVERSO

20 AS FORÇAS DA NATUREZA

21 Recombinação plasma Primeira mudança que vamos discutir matéria neutra

22 380.000 anos após início da expansão
Recombinação Quando a temperatura cai abaixo dos 3.000C os elétrons ficam presos aos núcleos O Universo passa a ser trasparente A luz se propaga livremente: anos! Esperaríamos T = 13,6 eV (? 1o nível átomo de H...) Em t=1s, densidade da água! anos após início da expansão

23 A Radiação Cósmica de Fundo
Região a partir da qual nada podemos ver Universo já dominado pela matéria (embora Omega_r ~ Omega_b) Teoria: radiação de corpo negro: Tolman (34), Gamow (’40 ?) Temperatura hoje T = C

24 O Espectro da Radiação Cósmica de Fundo
espectro térmico com T = ± K dados com erros x 100 Intensidade [10-4 ergs cm-2 s-1 sr-1 cm] Resultado COBE/FIRAS Um dos pilares da cosmologia padrão. Detecção da CMB: "Teoria": Dicke (Princeton) e Zel'dovich [Smirnov ('64)]: T=1-10K, Doroshkevich e Novikov ('64): Bounds com Holmdel. Observação: antena Holmdel, Bell labs; Experimento de Roll-Wilkinson -> Penzias e Wilson ('65), Dicke, Peebles, Roll Wilkinson ('65) [T=40K daria a densidade crítica, mas pode ser descartado pelo GZK cutoff, já eram detectadas partículas de 10^19 eV com distribuição isotrópica.] Observação: Penzias e Wilson (65) -> Nobel Freqüência [cm-1]

25 Nucleossíntese: Alquimia no Universo Primordial
Produção de 7Li, 3He, D, 4He Síntese de elementos: Chandrasekhar e Henrich (42), mas equilíbrio. Hot BB: Gamow-ALpher ('48): CMB e BBN [Decaimento dos isótopos 8: 8B, 8Be, 8Li] BBN foi feita e pensada antes das estrelas! fótons, pares elétron-pósitron, e pares de neutrinos Eq. de Friedmann, dominado pela radiação, dá para obter t(T). T ~ 1010 C C, 1s a 3min “DBB”

26 Abundância de Elementos Leves
Produção de 7Li, 3He, D, 4He Todos com o mesmo h=ηB/ηF! D é o melhor “bariômetro” Outro pilar fundamental do modelo cosmológico padrão 4 espécies totalmente diferentes. [Li e 3He: de estrelas, 4He: galáxias anãs, D: meio intergaláticos a altos z -> de interiores estelares ao meio intergalático difuso em altos z] D: medido na “Ly-alpha forest” O'Dell, Peimbert, Kinmann (1964): Abundâncias uniformes de Hélio em estrelas, e nebulosas planetárias (M15, aglomerado globular velho) ρB / ρC =0,04

27 Alguns Marcos da História do Universo
T (radiação) Evento -270 C, 13,7 109 anos Hoje -263 C, anos Formação das Galáxias 104 C, anos Recombinação do H, radiação de fundo 105 C, anos Dominação pela matéria 107 C, 1 a 200 s Formação dos elementos leves (He4, He3, D e Li) 1012 C, 10 –3 s Formação dos prótons e nêutrons. 1028 C, 10 –34 s Grande Unificação? 1032 C, 10 –43 s Cosmologia quântica? Ordem de magnitude da temperatura da radiação para cada evento 1eV -> K (do mais conhecido para o menos conhecido) [Em azul há foi testado em aceleradores. E.g QCD-QGP, embora condições diferentes. 175MeV] Equipartição: número igual se reações em equilíbrio. Importância do quark top na bariogênese (e Higgs) (e.g. Santoro) Eletrofraca: weinberg-Salam Massa de Planck (comprimento de onda Compton = raio de Schwarzschikd, certo?) No meio disso poderia ter ainda: (mas sem saber T ainda, dependem do modelo) SUSY Dimensões extra Efeitos quânticos anteriores, bounce, etc.

28 Evolução do Universo d Nomenclatura: “Big-Bang”:
Extrapolação para d  0 d sela Fator de escala plano Caso Lambda=0, Aproveitar para falar de singularidade.... (concentração grande, daí o nome de “Big-Bang”) E também sobre o problema da idade. Daí também surge a idéia de história térmica (à qual voltaremos mais tarde) esfera agora tempo

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32 Outubro de 2008 Dezembro de 2008

33 Diferenças de Temperatura na Radiação Cósmica de Fundo
Não vou falar nada de polarização por absoluta falta de tempo, mas muito importante. Já há alguns dados (polarização detectada a partir da Terra), haverá novos do WMAP e no futuro do Planck A OBSERVAÇÃO DESTAS DIFERENÇAS PERMITE SABER COMO ERA O UNIVERSO A 14 BILHÕES DE ANOS!

34 Prêmio Nobel 2006 John Matter e George Smoot

35 Espectro de Potência Segundo WMAP

36 Satélite Planck: 2011

37 Composição do Universo
Se o universo está se expandindo, ele já foi mais quente e denso -> fluido cósmico contraindo, universo esquenta (Gamow, década de 40) “Filme na direção contrária”: vamos ir olhando cada vez mais remotamente na história do universo. Veremos que a história do universo também deixa seus “fósseis” [Vantagem da cosmologia: cone de luz, análogo a camadas geológicas.] Pilares do modelo cosmológico padrão: Ninguém duvida dos dinossauros.

38 Blocos fundamentais: Galáxias
Blocos fundamentais da estrutura em grande escala. (tb. Historicamente, pois no ótico, hoje CMB, Ly-alpha, etc.) É um dos campos mais ativos de pesquisa no momento. A formação e evolução das estrelas já é compreendida bastante bem (pelo menos um quadro geral). Já a formação e evolução das galáxias ainda é um assunto muito mais aberto. É também uma área mais próxima da cosmologia, pois no fundo as galáxias são os “tijolinhos” do universo. Para entender muitas coisas em cosmologia é preciso compreender as galáxias. Também irregulares Elípticas (Ex, classificadas pela elipticidade): Espirais: [Seqüência de Hubble]

39 Galáxias no UHDF Hubble Ultra Deep Field:
~ galáxias, abertura angular ~ 1/10 da Lua cheia 400 HST orbits around Earth from September 24, 2003, to January 16, 2004. million-second-long exposure (divulgado em 9 de março de 2004)

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41 Mapa 3D do Universo Lei de Hubble
Essa é a parte devida à expansão homogênea, mas cada galáxia tem a sua velocidade peculiar, que é devida à aglomeração local de matéria. A distribuição de velocidades peculiares não muda muito com a distância, já a velocidade de recessão aumenta.

42 Mapa do Two Degree Field
Mais de galáxias Completado em Abril de 2002, dados tornados públicos em 30 de Junho de 2003 2dFGRS: Mais de 220,000 galaxy redshifts obtained. 2QZ: over 23,000 redshifts obtained. Reliable (quality>=3) redshifts were obtained for galaxies. The galaxies cover an area of approximately 1500 square degrees selected from the extended APM Galaxy Survey in three regions: an NGP strip, an SGP strip and random fields scattered around the SGP strip. redshifts de quasares Estruturas complexas: Filamentos, paredes e bolhas, contendo 80% da matéria luminosa

43 Existem cerca de 60 bilhões de galáxias no Universo!
As escalas no Universo Existem cerca de 60 bilhões de galáxias no Universo! Para terem uma idéia de distâncias e da distribuição de matéria. Voltaremos à estrutura em grande escala (provavelmente) na 5a feira (3a aula) Vamos começar pelo universo homogêneo na próxima aula. Mas agora um ingrediente importante: A matéria escura (energia escura na próxima aula, 3a feira)

44 Velocidades de rotação das estrelas em torno dos centros das galáxias.
Perto do centro: ρ = const  M(r)  r3  V(r)  r Na periferia: ρ = 0  M(r) = const.  V(r)  1/r1/2

45 A Matéria Escura Curvas de rotação de galáxias Estimativa simples:
Vera Rubin M33 galáxia próxima. Distância bem conhecida. Medida em HI com Arecibo. Disco acaba próximo de 5kpc A distribuição de matéria escura é menos concentrada (que a matéria “usual”, bariônica), e isso se repete em quase todas as escalas (exceto nas maiores). Voltaremos a isso nas próximas aulas (BBN e formação de estruturas I e II) [Logo o universo não é tão heterogêneo quanto parece olhando os mapas de galáxias. Matéria escura é menos concentrada

46 Matéria Escura no Universo
Evidências: Curvas de rotação de galáxias Movimentos de galáxias e aglomerados Lentes gravitacionais Anisotropias da CMBR... Há ~10x mais matéria escura que matéria usual! Interage muito fracamente (não dissipa nem emite luz), fria. Não pode ser bariônica (gás, planetas, BN): nucleossíntese. Axions, WIMPS (partículas supersimétricas?) Energia provável da ordem do Tev: LHC. A matéria escura é a componente - que se aglomera - dominante na densidade de massa do Universo Antigamente acreditava-se que havia bem mais ainda. Mas a situação não deve mudar muito agora, pois é necessário mais matéria escura que bariônica (para a formação de estruturas), além disso limites fortes de BBN e tb. Em Omega_M. Depois vamos ver alguns candidatos. (A maior parte da matéria escura é não bariônica (WIMPs) (ou nova teoria da gravitação. Ex.: MOND) Bárions: isso mostra mais uma vez que o universo é mais homogêneo do que parece olhando apenas as galáxias. [Vamos portanto estudar primeiramente a parte homo gênea.

47 MATÉRIA ESCURA

48 Supernovas do Tipo Ia e Cosmologia
Vantagens: Luminosidade Extrema ( Lo) Altamente homogêneas  Vela padrão Desvantagens: Eventos raros e aleatórios Duração curta Solução: Busca automatizada (SCP, High-z team) Viraram ferramenta padrão em cosmologia Breve histórico, etc. ( 1/500 ano/galáxia) (máximo atingido em poucos dias, para altos z não é possível detratá-las depois de três meses)

49 O Universo Acelerado Gravidade é atrativa!
Diagrama para grandes distâncias com boa precisão O Universo está em expansão acelerada. Mas Existem resultados bem mais recentes até quase z=2 A desaceleração é observada inequivocamente Exercício 2: Essa equação (bem RG) sai surpreendentemente da eq. de Friedmann e da conservação da energia (colapso esférico newtoniano + conservação da energia da relatividade restrita) Gravidade é atrativa! Energia escura: gravidade repulsiva!

50 Energia Escura 2/3 da densidade do universo estão sob a forma de Energia Escura! Evidências: Expansão acelerada de galáxias distantes Idade do Universo Espaço quase plano Análise combinada de diversos observáveis cosmológicos Candidatos (Taxonomia da Energia Escura): Constante cosmológica: energia do vazio quântico Problema : ρTQC = 1062 ρOBS Força (campo) extra: Quintessência, phantom. Nova teoria da gravitação! Lambda: Já Lemaître manteve esse termo por causa do problema da idade, mas H0 era 5 vezes maior(!)

51 DARK ENERGY SURVEY: possibilidade de distinguir
sobre estas possibilidades.

52 COMPOSIÇÃO DO COSMOS

53 Questões Cosmológicas
O que é o Big-Bang? Se entendido como uma fase quente primordial, quase um fato. Se entendido como o início de tudo: UM MITO. Nenhuma evidência observacional indica que o Universo teve um começo! Possibilidade concreta de o Universo não ter tido um começo. Isto poderá ser decidido pela observação das pequenas diferenças de temperatura da radiação de fundo.

54 2) O que é a matéria escura?
WIMPS, pode ser encontrada no LHC. Determina as estruturas do Universo. 3) O que é a energia escura? Energia do vácuo, novo campo, campo fantasma. Pode ser determinado no DES. Determina o futuro do Universo: terá este um fim? Não (supernovas) se energia escura for a energia do vazio quântico. Não conhecemos 97% dos constituintes do Universo!

55 Sucessos importantes da Cosmologia científica:
previsão da expansão do Universo, da radiação de fundo cósmica e suas pequenas anisotropias, da abundância dos elementos leves. Pode-se explicar inúmeras observações com uma teoria simples. Avanços notáveis na cosmologia observacional: talvez seja possível testar idéias sobre como era o Universo há muito tempo atrás. Entretanto, apenas 4% da matéria do Universo é conhecida. Serão as teorias que estamos usando realmente válidas? Estes mistérios da Cosmologia podem revelar novos conhecimentos sobre a Natureza! Não são bem Conclusões, porque isto não é um trabalho… Simulações, Fenomenologia, aproximações, modelo de halos, semi-analytical modeling, etc. Pela 1a vez é possível observar as simulações como observamos o universo A cosmologia está entrando numa nova era de precisão com abundância de dados Salto qualitativo na metodologia Sucessos modelo padrão: BBN, espectro da CMB, estrutura em grande escala, convergência dos parâmetros cosmológicos (expansão, etc.) SMBH: simulações incluem? Relação bojo x massa do buraco negro É necessário incrementar as observações, as simulações e sua análise Além disso: Não sabemos a sua geometria Não Entendemos a Formação de Galáxias Não entendemos o Universo Primordial Talvez o problema mais fundamental seja a natureza da energia escura e da matéria escura. Será que os cosmólogos estão inventando um “novo éter”? Pode até ser, mas o que derrubou o éter foi o experimento de Michelson e Moreley (e outros exptos.) Por isso é necessário continuar a fazer os experimentos, melhorar as simulações e a modelagem. O certo é que um nova física parece estar vindo a partir da cosmologia. Seja na descoberta da natureza da ME (e.g. SUSY) ou da EE, seja até uma mudanças mais fundamental nas nossas teorias (dimensões extra, nova teoria da gravitação, etc.) Sem dúvida é uma época muito interessante para ser fazer cosmologia (depois posso mudar de área  ) (Espero ter respondido a pergunta de abertura deste seminário) LSS: fundamental para entender o cosmos Hoje medimos com grande precisão: A Expansão do Universo A Radiação Cósmica de Fundo A Abundância de Elementos Leves A Curvatura do Universo Movimentos no Cosmos Distribuição de Matéria

56 Assimetria Matéria/Anti-Matéria
No universo primordial: equilíbrio entre partículas e anti-partículas (equipartição) Aniquilação produz fótons: Assimetria de 1 parte em 109! Equipartição: equilíbrio térmico e químico, mesmo número de partículas e anti-particulas (reações nos dois sentidos) [QCD: única teoria fundamental que permite que a transição de fase seja estudada no laboratório] (hádrons mais leves) Papel fundamental dos píons no fim da era hadrônica (não muito enfatizado. Exceto Histórias Atribuladas de Maria Luiza: -) )

57 A Expansão do Universo I
Em relação a B A B C 2v -2v A B C v -v Em relação a A Homogênea e aumenta linearmente com a distância

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59 BURACOS NEGROS

60 UM POSSÍVEL BURACO NEGRO
                                                                                                              

61 BURACOS DE MINHOCA

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