Cosmologia :

1. Cosmologia: Matéria e EnergiaEscuras, Buracos Negros Elcio Abdalla

2. O céu: Via Láctea e seusarredores • Se pudéssemosenxergaros 4p do ângulosólidoaoredorda Terra, veríamos o seguinte:

3. Plano galáctico (equador) Galáxias do Grupo Local Anglo-Australian Observatory/SEDS • As observaçõesrevelaraminúmerasgaláxias, as maispróximasnaprópriavizinhançada Via Láctea. Esse é o Grupo Local

4. Galáxia de Andrômeda P.J. Peebles • Mapa do Supergrupo local: • Bolas cheias: galáxias mais brilhantes • Bolas vazias: galáxias mais escuras

5. Anglo-Australian Observatory/SEDS M61 • Como um astrônomo numa outra galáxia provavelmente nos vê: uma galáxia espiral... • Mais algumas imagens (cortesia do Hubble Space Telescope):

6. Catálogo Lick (Norte galáctico) Catálogo Lick (Sul galáctico) Galáxias a perder de vista • Catalogando galáxias: as visíveis...

7. ... e as quedetectamossomente no infravermelho. P.J.E. Peebles

8. P.J.E. Peebles A Lei de Hubble (Hubble, 1929) Uma das maisevidente “assinaturas” das galáxias é a luzemitidapelos gases quente de suasestrelas, nuvens e aglomeradosglobulares. Observa-se que, quanto mais longe está uma galáxia, maior é o desvio para o vermelho (redshift) sofrido pelas linhas de emissão desses gases. Isso significa que quanto mais distante uma galáxia, mais rápido ela se afasta da Via Láctea. Se plotamos a magnitude: mk = - Log Lk , contra o redshift, obtemos:

9. A luminosidade aparente (energia/área/unidade de tempo) pode ser usada para inferir a distância, se a luminosidade absoluta (potência) fôr conhecida: Além disso, se o redshift é pequeno (z << 1), ele é diretamente ligado à velocidade de recessão, através do efeito Doppler: Obtemos portanto uma relação entre a distância e a velocidade de recessão das galáxias, que pode-se expressar, no limite de pequenos redshifts, como: A constante de Hubble H0 tem portanto dimensão T-1 ; seu valor atualmente medido é: 1 pc =~ 3 anos-luz Rgal =~ 50 Kpc

10. 1.3 a lei de hubble l. Elcio Abdalla aula 1 - slide 13/25 Mas se o universoestáhojeemexpansão, tornando-se cadavezmaisdiluído e frio... BIG BANG Então no passado o universodevetersidomuitomaisquente e maisdensoquehoje….

11. 1.4 a distribuição das galáxias l. Elcio Abdalla aula 1 - slide 14/25 A distribuição das galáxias • Consórcio 2dF (2 Degree Field)

12. 1.4 a distribuição das galáxias l. Elcio Abdalla aula 1 - slide 15/25 • Resultados do 2dF de maio de 1997 até maio de 2002 (cinco anos): • EM BREVE: Sloan Digital Sky Survey (SDSS), com mais de 2.000.000 de galáxias. Cobertura: aproximadamente 1/4 do céu. Dados preliminares a partir do final deste ano.

13. 1.4 a distribuição das galáxias l. Elcio Abdalla aula 1 - slide 16/25 • Em escalas extremamente grandes, onde cada galáxia pode ser considerada como uma partícula de um fluido (o fluido de densidade), o universo é aproximadamente: HOMOGÊNEO Ou seja: não há posições privilegiadas no universo. e Ou seja: não há direções privilegiadas. ISOTRÓPICO. • Essas constatações empíricas se encarnam no chamado Princípio Cosmológico, que diz basicamente que o universo (sua densidade, geometria etc.) pode ser descrito, em largas escalas, por funções que dependem apenas fracamente das coordenadas espaciais: Perturbações pequenas!

14. 1.5 nucleosíntese primordial l. Elcio Abdalla aula 1 - slide 17/25 Energia Tempo A química do universo: nucleosíntese primordial (Gamow, 1949) • Sabemos que o universo teve um início quente e denso, resfriando-se e tornando-se mais rarefeito enquanto se expandia. • Também sabemos que o universo é hoje aproximadamente homogêneo e isotrópico, pelo menos em escalas muito grandes. Como a força gravitacional é atrativa, ela tende a aumentar as inomogeneidades com o tempo, no passado o universo deve ter sido ainda mais homogêneo do que observamos atualmente. • Portanto, durante a evolução do universo houve uma época na qual a densidade de energia e a temperatura atingiram valores extremamente altos. Tão altos que: + Átomos ainda não existiam (os núcleos estavam ionizados) + Elétrons e núcleos atômicos tinham velocidades médias ultra-relativísticas + Não havia ainda núcleos atômicos: prótons e nêutrons eram “livres”

15. 1.5 nucleosíntese primordial l. Elcio Abdalla aula 1 - slide 18/25 Burles, Nolett & Turner, 2001 • Se o resfriamento dessa sopa de nucleons não foi muito rápido então podemos supor que o processo de formação dos primeiros núcleos atômicos foi um processo aproximadamente em equilíbrio: • Conhecemos as amplitudes para os processos: • Finalmente, conhecendo a densidade dos bárions e a rapidez com que eles se resfriam, podemos computar as abundâncias primordiais dos principais elementos leves.................................

16. 1.6 matéria escura l. Elcio Abdalla aula 1 - slide 19/25 Observações Teoria (s/ matéria escura) P.J.E. Peebles Matériaescura • As abundâncias primordiais previstas pela nucleosíntese, e verificadas pelas observações com grande precisão, mostram que massa do universo não é composta somente de átomos normais (feitos de prótons, nêutrons e elétrons). Deve existir algo mais, além da matéria bariônica, aumentando as massas de galáxias e aglomerados. • Essa matéria adicional deveria se manifestar ao estudarmos a dinâmica das galáxias. De fato, podemos medir as curvas de rotação das galáxias: • Se assumirmos que, além da matéria bariônica, existe uma outra componente (matéria escura), com densidade 5-10 vezes maior que a matéria bariônica, as previsões da teoria para as curvas de rotação ficam assim:

17. A radiaçãocósmica de fundoemmicroondas • Outraconsequência do resfriamento do universo é que a energias superiores a 10 eV, todos os átomos são ionizados. Elétrons e prótons não estão em estados ligados, mas vagam pelo universo interagindo entre si e com os fótons, em processos de espalhamento com seção de choque razoavelmente grande. • Quando a temperatura abaixa, os elétrons e os núcleos atômicos podem se combinar e formar os elementos químicos. Nesse instante, (“desacoplamento”, ou “recombinação”) os fótons, que estavam em equilíbrio com elétrons e prótons, vêem-se abandonados à própria sorte, pois os átomos neutros não interagem mais com eles. Em outras palavras, a seção de choque dos fótons com a matéria cai drasticamente quando a temperatura kT < 10 eV, ou T < 3000o K. • Os fótons, desacoplados da matéria a partir desse instante, se propagam com pouquíssima interferência, se resfriando e se diluindo. Se formos capazes de detectar esses fótons, estaríamos observando uma fotografia antiquíssima do universo, quando este tinha uma fração da idade que tem hoje. • Essa radiação cósmica teria um espectro de corpo negro, pois estava em equilíbrio térmico antes de se desacoplar da matéria. Além disso, teria uma temperatura muito baixa, na faixa de microondas. E, por fim, dado que o universo deve ter sido extremamente homogêneo na época do desacoplamento, essa “radiação de fundo em microondas” deve ser extremamente homogênea.

18. De fato, observamoshojeemdiaessaradiação de fundo (RCF) emmicroondas. Suatemperatura é: COBE-DMR, 1992 • O melhorespectro de corpo negro jamaismedido; • ExtremamenteHomogêneo: a radiação é quaseidênticaemtodas as direções; • Ela tem minúsculasinomogeneidades, perturbações de uma parte em 105 com relação à temperatura do backgroud (ouseja, flutuaçõesdaordem de DT ~ 10-5 oK)

19. Como observamos o céucompletoem RCF, podemosdecompor as flutuações de temperaturaemesféricosharmônicos. Eisalgunsexperimentos (emfunção de índiceharmônico “l” ):

20. No cone de luz: Formação das estruturas do universo: simulaçõesnuméricas • Projeto Hubble Volume (consórcio Virgo): • 109 partículas de massa 1012 massas solares • 512 processadores paralelos • 70 horas • 1 Tera byte de dados

21. Novas Observações e o Futuro Cosmológico

22. Radiação Cósmica de Fundo

23. Radiação Cósmica de Fundo

24. Radiação de fundo: COBE

25. WMAP: nova sonda para medida da radiação de fundo

26. Radiação Cósmica de Fundo: WMAP

27. Radiação Cósmica de Fundo: WMAP

28. Medidas de grandeprecisãoemcosmologia Confirmaçãodaexistência de matériaescura e de energiaescura: 97% do universo é formadoporalgototalmentedesconhecido!!! Consequências de wmap

29. Energia escura A inflação resolve os problemas dos modelos simples de Friedmann, propondo que nos primórdios houve uma era de expansão acelerada. Talvez essa não tenha sido a única era de expansão acelerada: há fortes indícios de que HOJE o universo estaria em novo período de aceleração! A causa dessa expansão acelerada é denominada energia escura. Esses indícios são: As observações de Supernovas Ia O espectro da radiação cósmica de fundo (RCF) As medidas de matéria aglomerativa (associada a galáxias)

30. Matéria escura O Universo tem também outro componente misterioso, observado em grandes aglomerados de matéria. Estes aglomerados atraem mais fortemente do que deveriam, contendo portanto mais matéria, na verdade dez vezes mais que o observado através da luz emitida! A causa dessa atração é denominada matéria escura. Os indícios da Matéria Escura são: O espectro da radiação cósmica de fundo (RCF) As medidas de matéria aglomerativa (associada a galáxias)

31. P.J.E. Peebles Supernovas

32. Análise da Radiação de Fundo

33. Concluimos que …

34. Observação Direta

35. Interação entre Matéria e Energia Escura: uma janela para a quintessência (aristotélica?)

36. Matéria e Energia Escuras • Já nos anos 30, (1933) Zwicky observou velocidades de objetos no aglomerados de Coma, verificando que as massas envolvidas nos movimentos são muito maiores que aquelas esperadas pela Lei de Newton utilizando-se M=Mlum dada pela matéria luminosa, e por outro lado, • V 2= 2GM/R

37. EnergiaEscura Há indicações muito fortes (de fato, inquestionaveis) de que o Universo está em uma fase de expansão acelerada. • Observando Supernovae IA • Espectro da Radiação de Fundo

38. Supernovae mais CRMB

39. Toda as Observações são consistentes com Matéria e Energia Escuras • A densidade de Energia total é a densidade crítica • Matéria aglomerativa (baryonsmais DM) representa 1/3 da matéria total. • Um tipo de objeto estranho (estranhíssimo) é responsave pela expansão acelerada do Universo, constituindo 2/3 do conteudo material do Universo.

40. Além disto ... • Observações de 5-anos do WMAP colocam vínculos fortíssimos. Erros são menores que alguns porcento ...

41. A essência da Energia Escura • O que é Energia Escura? • Ela pode ser algo simples? • Um novo campo? • A Constante Cosmológica? • Ela interage?

42. Como obter aceleração? Equação de Einstein: Precisamos de uma matéria tal que:

43. Como obter aceleração? A primeira solução é a constante cosmológica. É uma solução simples para o problema comw=-1 . Há problemas com ela: • 1. A densidade de energia prevista é da ordem de 1 (MeV)4 , 120 ordens de magnitude menor que a densidade prevista teoricamente em teoria dos campos. 2. É um mistério porque a constante cosmológica é importante exatamente AGORA.

44. hoje wL = -1 • O problemadacoincidência • radiação • materia: z~104 1+z = a0/a

45. Inflação e energiaescura • História térmica do universo • Modelos de Friedmannabertos e fechados • Problemas com osmodelos de Friedmann: horizontes, homogeneidade, curvatura... • Possívelsolução: inflação • Energia escura: evidências observacionais • Acelerando o universo • Modelos de inflação e energia escura • Vantagens e desvantagens dos modelos

46. 10-11 s 100 s 50 Ky 300 Ky 1015 K 15 Gy 1010 K 1 TeV 3.104 K 1 MeV 3000K 1013 10 eV 3.2K 1010 1 eV Unif. eletrofraca 10-3 eV 104 1100 Nucleosíntese 0 Rad.  Matéria Desacoplamento Históriatérmica do universo tempo temperatura energia redshift

47. Modelos de Friedmannabertos e fechados: o papel da curvatura espacial • A métrica de FRW é, em tempo comóvel: A primeira equação de Friedmann é: termo de curvatura decai mais devagar, ~ a -2 Usamos a equação de continuidade (ver aula passada) para obter a dependência da densidade em função do fator de escala: Portanto, o termo de curvatura se torna progressivamente mais importante se o universo é dominado por radiação, ou por poeira!

48. É útil definir a densidade crítica, para a qual o universo seria plano: Dividindo a densidade pela densidade crítica, obtemos o parâmetro de densidade: O parâmetro de densidade é o indicador da curvatura espacial: A discussão acima mostra que, se o universo de fato tem sido dominado por poeira ou por radiação, então W =1 é um ponto instável: se W >1, então W cresce com o tempo; se W <1, então W diminui com o tempo; e se W =1 , permanece constante. Problema!!! Se K≠0 e Ω~1 hoje, como explicar que 1-Ω era, no passado, um número tão insignificante???

49. SÓ MATÉRIA EM GALÁXIAS E AGLOMERADOS! • Observações do parâmetro de densidade • Dinâmica de galáxias e aglomerados: 0.15 < Wm < 0.4 • Idades de aglom. glob./galáxiasem z~2-3: Wm < 0.6 • Evolução de aglomerados:Wm ~ 0.3 • RCF: W = 1.0 ±0.08 • Estatística de LSS/simulaçõesW = 1.0 ±0.3 Portanto, de duas uma: ou a curvatura é hoje importante, mas era inicialmente insignificante e sónanossa era ela se tornoutãoimportantequanto o restodamatéria (mas... porquê??); ouentão, as observações e a interpretação da RCF e da estatísica da distribuição de galáxias realmente estão indicando que, por algum motivo, a curvatura foi suprimida e permanece insignificante.

50. 3.3 problemas dos modelos de friedmann 3.3 Os problemas dos modelos de Friedmann de poeira e radiação. • Vimos que os modelos de Friedmann de Big Bang dominados apenas por poeira (w=0) e radiação (w=1/3) acumulam alguns pontos nebulosos: • O problema do horizonte: o universo visível hoje engloba uma região imensa, onde regiões que nunca haviam estado em contato antes se encontram. E o que verificamos é que essas regiões causalmente desconexas são formidavelmente parecidas. Em particular, a RCF vindo de direções opostas desde distâncias gigantescas têm a mesma temperatura, apesar de nunca ter estado em contato anteriormente (pelo menos isso é o que o modelo de poeira+radiação diz). • O problema da curvatura: a densidade do universo é hoje misteriosamente próxima à densidade crítica, ou seja, W  1 . Mas se a curvatura não for exatamente igual a zero, esse valor é instável e deveria crescer ou diminuir muito rapidamente. Seria uma coincidência fantasmagórica se as condições iniciais do universo foram ajustadas precisamente para que só na era atual W tivesse um valor próximo da unidade. • O problema da origem das inomogeneidades: o modelo de Big Bang simples não dá qualquer dica de como ou por quê surgiram as flutuações iniciais de densidade e pressão que posteriormente cresceram para formar as estruturas visíveis do universo. Nem diz por que essas flutuações têm uma amplitude constante (~ 10 -5) nas mais distantes regiões do universo.