Evolução do Universo Jovem César H. S. Mello Jr.

Na apresentação anterior... Princípio cosmológico; Modelo padrão do Big Bang;

Evolução do Universo jovem 1012K/10-3s: Temperatura alta o suficiente para impor equilíbrio entre neutrinos, antineutrinos, elétrons, pósitrons e fótons; Equilíbrio entre prótons e nêutrons; Formação e aniquilação de deutério: 109 fótons por bárion.

Evolução do Universo jovem 1011K: Neutrinos e antineutrinos param de interagir com outras partículas, virando partículas livres; Expandem junto com o Universo, tendo seus comprimentos de onda aumentados.

Evolução do Universo jovem 109K: A maioria dos fótons não tem energia suficiente para produzir pares elétron-pósitron, provocando a quebra de equilíbrio entre fótons e partículas; Aniquilação de pares elétron-pósitron gera excesso de elétrons; A conversão de nêutrons em prótons é mais fácil do que o contrário, e a razão n/p cai.

Evolução do Universo jovem 500K: Íons e elétrons do gás se combinam, formando gás neutro; Desacoplamento, quando o Universo deixa de ser dominado por radiação e passa a ser dominado por matéria; Radiação não interage com a matéria, preservando uma imagem do plasma que a originou; OpacoTransparente.

Extrapolando o Modelo Retrocedendo a expansão do Universo, encontraríamos um tempo cujo seu tamanho é zero; Um objeto de massa M tem seu raio de Schwarzschild dado por Se tal raio é o mesmo que o comprimento de onda Compton do objeto, temos que

Extrapolando o Modelo Chegamos então no chamado tempo de Planck: Para tempos ao redor ou menores que o tPl, a métrica do espaço-tempo deve ser quantizada; Para evitar problemas, as discussões se restringem em 1% da energia de Planck, cujo valor é 1017Gev.

O Início no Modelo Padrão 1030K/10-40s: Todos os tipos de partículas incomuns eram produzidas em altas taxas; Suas interações eram freqüentesequilíbrio térmicosuas abundâncias dependem apenas da temperatura; A expansão e resfriamento do Universo provocou atrasos entre as diversas interações. Quebra de equilíbrio  “relíquia”

O Início no Modelo Padrão As relíquias afetam a evolução subseqüente do Universo; Muitas delas possivelmente não foram descobertas ainda devido sua alta massa e nossa incapacidade de produzir energias suficientes para isso; O Universo é um laboratório de física nuclear e de partículas.

Assimetria matéria-antimatéria Por que o Universo prefere matéria? De onde a matéria do Universo vem? Por que a razão entre matéria e fótons é caracterizada por ?

Assimetria matéria-antimatéria Tais aspectos do Universo podem ser visto como condições iniciais; Mas se a natureza tem preferência por uma substância do que por outra, essas características não poderiam ser vistas como condições iniciais.

Assimetria matéria-antimatéria Tendo em vista a conservação do número bariônico, o excesso de matéria sobre antimatéria no Universo atual sempre existiu; Mas, de fato, essa assimetria é bem pequena; No Universo muito jovem havia equilíbrio térmico entre as partículas, de forma que matéria e antimatéria podiam ser criadas e destruídas continuamente; Mas essas reações não estavam totalmente equilibradas;

Assimetria matéria-antimatéria O número de fótons se manteve constante  contar fótons hoje é o mesmo que contar barions e antibarions antes; Logo, permanece constante;

Assimetria matéria-antimatéria 1013K/10-6s: A produção de pares caiu em relação a aniquilação; O consumo de pares bárion-antibárion foi rápido, resultando em um grande número de fótons e nos bárions remanescentes (1/109); Contudo, se tal assimetria surgiu nesse tempo, a aniquilação bárion-antibárion não seria ainda completa e a relação bárion/fóton seria 10-18. A origem da assimetria é anterior a esse período do Universo

Física de partículas Teorias descrevem as interações entre quarks e léptons; Existência de partículas de gauge que fazem essas interações; Existência de partículas de Higgs, ainda não observadas, mas postuladas para gerar as massas das outras partículas; Unificação das interações fundamentais, e em 1015GeV as forças fraca, eletromagnética e forte se tornam igualmente fortes.

Partículas x Cosmologia No Universo muito jovem, colisões em energias de 1015GeV eram muito freqüentes; De acordo com as GUT’s, nas altas temperaturas do Big Bang havia a unificação das forças da natureza; Nas GUT’s, o número de bárions e léptons não são absolutamente conservados, mas a diferença entre esses números é constante;

Partículas x Cosmologia Existe transformação entre quarks e léptons, em processos como a interação com o bóson X; É esse aspecto das GUT’s que resolve o a questão da assimetria entre matéria e antimatéria.

Barionsíntese O Universo começa com simetria bariônica; Mesmo que isso não fosse verdade no início, a intensa produção de bóson X traria rapidamente os constituintes para a simetria; 10-35s: equilíbrio térmico entre bóson X e antibóson X, entre quarks e antiquarks e entre léptons e antiléptons; Conforme o Universo se expande, a produção de partículas pesadas é desfavorável, e os processos que envolvem X diminuem bastante;

Barionsíntese 10-33s: O equilíbrio térmico não é mais possível; Os bósons e antibósons X se aniquilam ou decaem em pares de quarks ou em quarks e léptons: Se a=b, o número de partículas e antipartículas seriam iguais. Simetria.

Barionsíntese Contudo, não existe a necessidade de que a=b; Mesmo que os números de bósons e antibósons X sejam inicialmente iguais, no final pode-se ter mais quarks do que antiquarks e mais léptons do que antiléptons; Essa quebra de simetria não acontece apenas para os bósons X;

Barionsíntese Depois da quebra de simetria, os quarks se aniquilam com os antiquarks e os léptons com os antiléptons, originado um fluxo de fótons O excesso de quarks e léptons formam as estruturas em nosso Universo atual; Os quarks fundem-se em bárions instantes depois

As GUT’s ainda não estão completas e precisam ser testadas!!!! Barionsíntese Nesse contexto, temos que onde Nx representa a abundância relativa dos bósons X na temperatura de quebra de simetria. As GUT’s ainda não estão completas e precisam ser testadas!!!! Nx1%, e uma vez que essa razão é 10-9, as GUT’s devem fornecer uma diferença nas razões dos decaimentos em cerca de 10-7.

Problemas do Modelo Padrão Mesmo que ele tenha sucesso na barionsíntese, quando estendido para tempos anteriores a 10-40s alguns problemas surgem.

Uniformidade em larga escala O Universo jovem dominado por radiação se expande adiabaticamente; Seu comprimento físico aumenta por Uma vez que o objeto mais distante observado está a 1010 anos luz, podemos usar essa distância como comprimento nominal do Universo;

Uniformidade em larga escala Nenhuma informação caminha com velocidade maior que a da luz; Para qualquer t existe uma distância máxima L (horizonte) que é aquela atravessada pela luz desde o Big Bang; Pontos afastados por uma distância maior que L não sofrem interação, pois elas não estão no horizonte uma da outra;

Uniformidade em larga escala No momento do desacoplamento, fontes de radiação cósmica de fundo opostas no céu estavam separadas por 670 vezes a distância do horizonte; Uma vez que elas não estavam ligadas de forma causal, é difícil entender porque elas apresentam características tão parecidas;

Uniformidade em larga escala Isso é conhecido como problema do horizonte; Ele não é uma inconsistência do modelo padrão, pois se a uniformidade em larga escala é assumida desde o início, o Universo evolui uniformemente; Assim, um dos aspectos mais notáveis do Universo (isotropia e homogeneidade) não podem ser explicados pelo modelo padrão, mas devem ser assumidos como condição inicial.

Anisotropia em pequena escala Distâncias menores que alguns milhões de anos luz mostram o Universo não homogêneo; Os adensamentos de matéria evidenciam pequenos desvios da homogeneidade no Universo jovem, que também devem ser assumidos como condição inicial; A distribuição espacial das galáxias atualmente refletem a natureza das flutuações primordiais;

Uniformidade em larga escala As regiões não homogêneas se desenvolvem ao longo do tempo por sua alto gravidade; O modelo do Universo muito jovem deve ter perturbações iniciais muito pequenas; Contudo um gás normal em equilíbrio térmico estaria longe disso devido os movimentos randômicos das partículas.

Sempre se expande, mas sua taxa sempre diminuindo Densidade de energia A solução das equações de Einstein para o Universo com constante cosmológica nula é Para o caso onde E=0 (k=0), chegamos ao Universo plano de Einstein-de Sitter: Sempre se expande, mas sua taxa sempre diminuindo

Densidade de energia Para cada valor da constante de Hubble, existe uma densidade crítica que fornece um Universo plano; O Universo fechado (k=1) tem uma energia total negativa, de forma que ele está “ligado” e eventualmente vai colapsar; O Universo aberto (k=-1) tem energia positiva, de forma que ele é livre para se expandir para sempre.

Problema da planura Acredita-se que a razão atual do Universo seja próxima de 1; Essa grandeza depende do tempo por Assim, para termos essa razão como 1, essa mesma razão em algum tempo passado deve ter sido muito mais próxima de 1;

Problema da planura o Universo teria recolapsado; o Universo teria sido dominado pela curvatura; Para que a razão atual seja próxima de 1, ela deve ser de fato igual a 1 desde sempre; O modelo padrão não explica esses valores, e novamente assume esse fato como condição inicial.

Modelo inflacionário Foi criado para resolver os problemas do modelo padrão; Coincide com aquele para tempos depois dos 10-30 primeiros segundos; Em tempos anteriores, o Universo tem uma expansão extraordinariamente rápida, e um conseqüente super resfriamento;

Modelo inflacionário Antes da inflação, o Universo é menor que o tamanho do horizonte, de forma que ele alcança o equilíbrio térmico; O modelo também resolve o problema da planura; A rápida expansão faz com que a razão Ω seja quase que exatamente 1 atualmente.

Inflação - questões O que provoca a expansão durante o período inflacionário? Como o Universo sai desse período e retorna ao modelo padrão? O modelo inflacionário pode ser realizado do ponto de vista microscópico, ou seja, das GUT’s?