Radiação cósmica de fundo

Apresentação em tema: "Radiação cósmica de fundo"— Transcrição da apresentação:

1 Radiação cósmica de fundo

2 Radiação cósmica de fundo
Distribuição da energia da radiação de fundo em faixas espectrais A radiação de fundo se concentra na região de microondas! Radiação prevista na década de 1940!

3 Radiação cósmica de fundo

4 Radiação cósmica de fundo

5 Radiação cósmica de fundo

6 Radiação cósmica de fundo
Descoberta: 1964 Nobel: 1978 (Penzians e Wilson))

7 Radiação cósmica de fundo
Nobel: 2006 (George Smoot)

8 Radiação cósmica de fundo
Melhor corpo negro da natureza com T=2.74 K

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11 Importância

12 Experimento Boomerang (2000): o Universo é Plano

13 1992 2003 2009

14 Aspectos matemáticos Os satélites ou balões (COBE, Boomerang) medem as flutuações de temperatura em diversas escalas angulares. O mapa esférico é então descrito em termos de harmônicos esféricos: Na prática, porém, a medida de extrema importância é a função de correlação “C“ para um certo ângulo “theta”. Para um dado “theta” e assumindo isotropia podemos expandir em termos dos polinômios de Legendre Cl é uma medida das flutuações de temperatura em escalas angulares

15 O pico da flutuação tem uma escala de 1 grau. Por que?
Com as equações anteriores é possível construir o gráfico da flutuação de temperatura em termos de l ou theta! O pico da flutuação tem uma escala de 1 grau. Por que?

16 Aspectos matemáticos Qual a escala de Hubble na última superfície de espalhamento? Este é o maior valor permitido para a escala de uma perturbação gravitacional no fluido fóton-bárion e DM, correspondendo a maior anisotropia de temperatura na RCF Qual o tamanho angular visto da Terra hoje

17 O tamanho da última superfície de espalhamento é bem determinada
O tamanho da última superfície de espalhamento é bem determinada. O ângulo observado depende da curvatura e de H. Portanto, há uma degenerescência entre Curvatura e o parâmetro de Hubble

18 Planck 2015: considerando só a RCF e Universo plano
Flat ΛCDM (ΩM= / ; H0 = / )

19 WMAP7 : RCF + H0 - O conhecimento de H0 é fundamental

20 Anisotropias primárias θ<θH
Antes do desacoplamento entre os fótons e bárions, estes formam um “fluído” fóton-bárion, que se move sob a ação gravitacional da matéria escura. Se o fluido fóton-bárion se aproxima de um poço de potencial da matéria escura, ele vai cair dentro do potencial, aquecendo os fótons. Ao ser comprimido pela gravidade, a pressão dos fótons aumenta até que esta pressão provoque uma expansão do fluido. A pressão então cai e a força gravitacional provoca uma nova compressão e assim se originam as chamadas “oscilações acústicas”, principal fonte de anisotropia primária. Isto acontece até o desacoplamento dos fótons e bárions. No momento do desacoplamento, os fótons “mais quentes” que a média e, por outro lado, os “mais frios” que a média também ficam livres, chegando a Terra hoje. A escala angular de máxima anisotropia corresponde, aproximadamente, a maior escala de perturbação gravitacional possível no desacoplamento, que é θH., que como foi discutido, quando combinado com H0 ,fornece a curvatura..

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23 Efeito Sunyaev-Zeldovich

24 Aglomerados de galáxias
Por quê aglomerados de galáxias? * Degenerecências no espaço de parâmetros diferentes da CMB e SNe Ia * Processo de formação situa-se na época da energia escura * Diferentes erros sistemáticos * Propriedades físicas modeláveis Fornecem vários testes cosmológicos: * Lentes gravitacionais * Evolução da abundância com z * Fração de massa do gás * Emissão em raios-X * Efeito Sunyaev-Zel'dovich térmico e cinético * etc Abell

25 Aglomerados de galáxias
Cerca de 70% das galáxias estão em algum tipo de associação. Podemos definir a seguinte classificação: Pares: 2 galáxias Grupos: galáxias Aglomerados pobres : 100 galáxias Aglomerados ricos: 1000 galáxias Entretanto, apenas 7% das galáxias estão em aglomerados ricos. Os aglomerados de galáxias são as maiores estruturas virializadas (ou próximas de um estado de equilíbrio) no Universo. No cenário de formação de estruturas hierárquica os aglomerados são estruturas relativamente recentes, que estariam colapsando em z<2.

26 Aglomerados de galáxias
Classificação: uma das possíveis classificações é baseada na distribuição espacial projetada das dez mais brilhantes galáxias (Rood & Sastry 1977 ; Struble & Rood 1982).

27 Aglomerados de galáxias
Os aglomerados ricos têm tipicamente uma massa total da ordem de 1-10 x1014 e uma dimensão da ordem de 3 Mpc. Desta forma, a densidade é cerca de vezes a densidade crítica. São compostos por: Matéria escura: detectada indiretamente por seus efeitos dinâmicos e de lentes gravitacionais. Estima-se que 80% da matéria total de um aglomerado esteja sob a forma de matéria escura. Meio intra-aglomerado: Plasma com uma temperatura da ordem de K densidade central da ordem de partículas/cm3. Este meio é detectado principalmente pela emissão em raios-X e o efeito Sunyaev-Zeldovich. Cerca de 15% da massa total está nesta forma. Galáxias: detectadas no visível, infravermelho, UV, etc. Corresponde a cerca de 5% da massa total.

28 Aglomerados de galáxias
Por que uma carga acelerada emite radiação???!!! Emissão cíclotron: radiação electromagnética emitida por partículas carregadas desviadas por um campo magnético. A força de Lorentz nas partículas atua perpendicularmente a ambas as linhas do campo magnético e do movimento das partículas, criando uma aceleração nas partículas carregadas que faz com que eles emitem radiação. Emissão síncrotron: é similar à radiação ciclotro exceto pelo fato que neste caso a radiação é gerada pela aceleração de partículas relativísticas. Rybicki & Lightman, 1985 Radiative Processes in Astrophysics C S

29 Aglomerados de galáxias
Emissão bremsstrahlung (livre-livre): O bremsstrahlung térmico ocorre devido `as acelerações que os elétrons livres no meio sofrem ao interagirem com os prótons. Uma vez que as acelarações relativas são inversamente proporcionais às massas, é possível tratar o problema como um elétron interagindo com o campo coulombiano de um íon em repouso. Desta forma, os elétrons são os principais emissores de raios-X. Para uma distribuição maxwelliana de velocidade dos elétrons, a emissividade bremsstrahlung é dada por: Ond g é o fator de gaunt, que leva em consideração correções quânticas e relativísticas e é da ordem de 1,2 para aglomerados. Para um plasma primordial z2nen0=1.4n2. Sarazin, X-ray in galaxy clusters 1988

30 O efeito Sunyaev-Zel'dovich Térmico
Proposto em 1973 (Sunyaev & Zel'dovich 1973) Ocorre devido ao espallhamento Compton inverso que os fótons da RCF sofrem ao interagirem com o elétrons energéticos (1 keV) do meio intra-aglomerado. TRCF ≈ 2.78 K eV

31 O efeito Sunyaev-Zel'dovich Térmico
Limite não relativístico E < 5KeV (aproximação de Kompaneets) ≈ 10-4 Independente do redshift do aglomerado!!! x<<1 x>>1 ≈ yx2 Freqüência de crossover x=3.83, ν = 218 Ghz

32 Raios-x x ESZ