IV Workshop Nova Física no Espaço :: Fevereiro/2005 Matéria escura em galáxias e aglomerados de galáxias Abílio Mateus Jr. IAG/USP.

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1 IV Workshop Nova Física no Espaço :: Fevereiro/2005 Matéria escura em galáxias e aglomerados de galáxias Abílio Mateus Jr. IAG/USP

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3 Primeiros indícios

4 Matéria invisível? 1844 - Bessel: medidas das posições de Sírius e Procyon Massa invisível 1862: Clark: observação de Sírius B (anã-branca) 1932 - Oort: estrelas no disco da Galáxia Estrelas contribuem com cerca de 30 – 50% da massa Matéria escura? MACHOS? 1933 - Zwicky: aglomerado de Coma 10 a 100 vezes mais massa do que a luminosa Matéria escura? Gás quente? 1970 - Freeman: curvas de rotação de galáxias Movimentos não- Keplerianos Matéria escura? Gás frio? MOND?

5 Galáxias: curvas de rotação Equation here M

6 Aglomerados de galáxias Métodos de determinação de massa Métodos de determinação de massa Teorema do virial (supõe equilíbrio!) Teorema do virial (supõe equilíbrio!) Raios-X (supõe equilíbrio!) Raios-X (supõe equilíbrio!) Lentes gravitacionais Lentes gravitacionais Fração de bárions Fração de bárions

7 Raios-X Mulchaey et al. (1993) ROSAT

8 Abell 2218 (Hubble Space Telescope) Lentes gravitacionais

9 Caráter não-bariônico da matéria escura

10 Nucleossíntese primordial Ω b = 0,040 ± 0,006 (Steigman 2004) Ω b = 0,040 ± 0,006 (Steigman 2004)WMAP: Ω b = 0,044 ± 0,004 Burles et al. (1999)

11 Formação de estruturas 2dF Galaxy Redshift Survey

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13 Contexto cosmológico

14 Bárions escuros

15 Matéria bariônica Contribuição de matéria luminosa + Conteúdo bariônico (nucleossíntese primordial ou observações CMB) = 90% dos bárions do Universo 90% dos bárions do Universo são escuros!

16 Matéria bariônica Raffelt (1997)

17 Matéria bariônica Quais os possíveis candidatos para essa matéria escura bariônica? Quais os possíveis candidatos para essa matéria escura bariônica? Massive Astrophysical Compact Halo Objects (MACHOs)? Massive Astrophysical Compact Halo Objects (MACHOs)? Nuvens moleculares? Nuvens moleculares? Gás intergaláctico frio? Gás intergaláctico frio? Gás morno/quente? Gás morno/quente?

18 Candidatos MACHOs: eventos de microlentes ocorrem, mas não são suficientes para povoar todo o halo galáctico MACHOs: eventos de microlentes ocorrem, mas não são suficientes para povoar todo o halo galáctico Anãs marrons, brancas, são descartadas (Evans 2002) Anãs marrons, brancas, são descartadas (Evans 2002)

19 ΛCDM em galáxias Problemas encontrados: Problemas encontrados: Distribuição de matéria centralmente concentrada Distribuição de matéria centralmente concentrada Discos de galáxias menores do que o observado Discos de galáxias menores do que o observado Elevado número de galáxias satélites anãs, grande número de subestruturas que não são observadas Elevado número de galáxias satélites anãs, grande número de subestruturas que não são observadas Bárions na forma de um gás frio condensado poderiam ajudar a resolver estes problemas? Bárions na forma de um gás frio condensado poderiam ajudar a resolver estes problemas?

20 Gás frio em espirais Matéria escura somente é necessária além do disco visível de uma galáxia Matéria escura somente é necessária além do disco visível de uma galáxia Envelope gasoso funciona como um regulador da formação estelar Envelope gasoso funciona como um regulador da formação estelar Sequência morfológica: espirais possuem mais matéria escura (gás!) que elípticas Sequência morfológica: espirais possuem mais matéria escura (gás!) que elípticas

21 Gás frio e formação de galáxias Bárions dominam as regiões centrais das galáxias, mascarando os cusps de matéria escura Bárions dominam as regiões centrais das galáxias, mascarando os cusps de matéria escura Extensos envelopes em torno das galáxias, menor perda de momento angular por fricção dinâmica (raios maiores) Extensos envelopes em torno das galáxias, menor perda de momento angular por fricção dinâmica (raios maiores) Galáxias pequenas mais susceptíveis a fragmentação e fusões, reduzindo o número de subestruturas Galáxias pequenas mais susceptíveis a fragmentação e fusões, reduzindo o número de subestruturas Combes (2003)

22 Bárions em aglomerados O fato de que gás poderia estar altamente condensado em galáxias também é suportado pela alta fração bariônica em aglomerados O fato de que gás poderia estar altamente condensado em galáxias também é suportado pela alta fração bariônica em aglomerados A maioria dos bárions está no ICM quente A maioria dos bárions está no ICM quente Gás removido diretamente das galáxias (ram pressure stripping), ou por ventos, enriquece o ICM Gás removido diretamente das galáxias (ram pressure stripping), ou por ventos, enriquece o ICM

23 Bárions em aglomerados Em geral, a fração bariônica em aglomerados é tomada como representativa do Universo Em geral, a fração bariônica em aglomerados é tomada como representativa do Universo Porém... Porém... Douspis (2004)

24 Bárions em aglomerados Ettori (2003) Estrelas Gás morno? ICM

25 Matéria e energia no Universo

26 Matéria bariônica Censo da fração bariônica no Universo Censo da fração bariônica no Universo 7% em gás quente 7% em gás quente 24% no meio intergaláctico morno (10 5 – 10 7 K) 24% no meio intergaláctico morno (10 5 – 10 7 K) 38% no meio intergaláctico frio 38% no meio intergaláctico frio 9% em estrelas et al., 9% em estrelas et al., e 22% de bárions escuros associados com estruturas colapsadas e 22% de bárions escuros associados com estruturas colapsadas Valageas et al. (2002)

27 1.02 ± 0.020.044 ± 0.004 0.73 ± 0.04 0.23 ± 0.040.005 ± 0.002 0.001 < Neutrinos < 0.05 0.27 ± 0.04 Matéria e energia no Universo Onde estão 90% dos bárions Do que é feita 90% da matéria não-bariônica do Universo Energia do vácuo? Quintessência?...

28 Valor de Ω M Peebles (2004)

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