A face oculta do Universo

F. E. M. Costa

C.P.G. de Astronomia

Observatório Nacional

Perguntas fundamentais

• O homem começou a pensar?

• A vida se originou?

• O Universo se originou?

Quando, Por que e Como

Em busca de respostas1917 – formulação definitiva da T.R.G.

Correlação entre geometria e fonte de gravitação (matéria, energia).

.2

1 TRgRG

Modelo cosmológico de Einstein

Primeira tentativa:T.R.G. + Princípio cosmológico.

Segunda tentativa:T.R.G. com (constante cosmológica) + Princípio cosmológico.

Incompatível com as observações daépoca (Universo estático).

.2

1 TgRgRG

1922 – Friedmann: modelo sem constantecosmológica, no qual o Universo evolui.

Universo estáticoUniverso dinâmico

1928 – Hubble: observa a recessão de galáxias.

O Universo é dinâmico e está em expansão.

                   

A constante cosmológica foi o maior erro da minha vida!

                           

Modelo de Friedmann

pguupT

22

2

28a

k

a

a

a

aGp

22

2

3

8

a

k

a

aG

22222

2

2222 sen

1 drdr

kr

dradtds

.2

1 TRgRG

Evolução das componentes cósmicas

0)(3 pa

a

3 am 4 arMatéria Radiação

3/2ta 2/1ta Universo plano: k=0

Tpatp ,,00/

1 aT

O Universo teve, então, um passado quente e denso (BIG BANG).

Gamow et al. : no passado muito remotomatéria e radiação interagiam fortementee estavam em equilíbrio termodinâmico.

Radiação cósmica de fundo

1964: Descoberta ocasional da RCF

Gamow et al. : o comportamento do Universonos primeiros minutos de sua evolução ésemelhante ao de um grande reator nuclearem expansão.

Síntese dos núcleos atômicos

O Universo só pode ser observado porradiotelescópios até SUE. Para investigá-lo em tempos mais remotos é preciso utilizar teorias físicas.

Estágio inicial do Universo: T=1011K UP: plasma indiferenciado de matéria e radiação em rápida expansão. Os principais constituintes são: fótons, elétrons, neutrinos e suas antipartículas e uma pequena quantidade partículas nucleares.

Interação muito rápida entre as partículas.

Equilíbrio termodinâmico.

Temperatura, grandezas conservadas e as proporçõesde nêutrons e prótons?

910/ rn NN

UTTKTP 1010/ kTmc

pnnp e /2

/

• Para T=1010K a fração de nêutrons havia caído para cerca de ¼.

• Em T=1010K os neutrinos passam a se comportar como partículas livres;

• Em T=5x109K os pares elétron-pósitron aniquilam-se;

• As reações de conversão de nêutrons em prótons e vice-versa cessam;

• A fração de nêutrons não se mantem constante, devido ao seu decaimento;

• Para T=0.9x109K (± 3 minutos depois S.C.) tem-se inicio a síntese dos núcleos leves;

• As reações deixam de ocorrer ± 15 minutos depois.

Figura 1.1: Abundâncias primordiais dos elementos leves prevista pela NBB como função da razão bárion-fóton.

Abundâncias Previstas

G. Steigman, astro-ph/9904411v1, (2000).

6.1

1006.05

5106.3

xYD

63.0

1006.05

5102.13

xYHe

38.2

10

38.2

102.011

57.21

5102.17

xY

Li

pn

nY

He

24

Evolução das abundâncias com η

Previsões do modelo de Friedmann + Física usual

1. Expansão do universo

2. Existência da RCF

3. Síntese de núcleos leves

1. P. horizonte

2. P. planura

3. P. assimetria matéria-antimatéria

Problemas com o modelo de Friedmann

• Possivelmente ocorreu durante uma transição de fase (quebra espontânea de simetria nas escalas de GUT, cerca de T=1028K );

• A energia do Universo é dominada por um campo escalar (inflaton);

• O inflaton tem um efeito gravitacional líquido repulsivo (expansão acelerada);

• Aumento muito rápido do fator de escala [a(t)];

• Soluciona os problemas do horizonte e da planura.

Inflação cósmica

História do Universo

Curvas de rotação

Se os aglomerados e/ou as galáxias sãosistemas gravitacionalmente ligados devemseguir a curva A.

Matéria escura

• Uma forma postulada de matéria que só interage gravitacionalmente;

• Sua presença pode ser inferida a partir de efeitos gravitacionais sobre a matéria visível, como estrelas e galáxias;

• Introduzida em 1933 por Zwicky para explicar os movimentos de galáxias nos aglomerados de Coma e Virgo;

• É necessária também à Cosmologia.

Matéria escura na Cosmologia

3.0d044.0B

NBB Est. dinâmicas

Conteúdo material faltante

26.0 BdME

Formação de estruturas: as estruturas no Universo só podem ser formadas se houver matéria escura.

Candidatos à matéria escura

Fís. de partículas: fornece possíveis candidatos à matéria escura.

CDM: WIMPS (áxions e neutralinos) HDM: neutrinos

Form. de estruturas

WDM: gravitinos

E os outros 70% dos constituintes do Universo?

1998: Supernovas do tipo Ia + R.G.

Os 70% restante dos constituintes do Universo estão na forma de uma componente exótica.

Energia escura

Pressão negativa: efeito gravitacional repulsivo.

Evidências indiretas da energia escura

• Medidas de distância-luminosidade de SNe Ia;

• Medidas das anisotropias na radiação cósmica de fundo;

• Estimativas dinâmicas para a densidade de energia do Universo.

Candidatos à energia escura1 - A constante cosmológica, i.e., a densidadede energia do vácuo.

O que!? Então, eu não estava errado!

O problema da constante cosmológica: problema na interface da Cosmologia com a Física de Partículas.

44710 GeVo 47410 GeVt ?

Não há explicação proveniente de teorias fundamentais.

Vácuo

0

)(2

)(22.

2.

V

VPw

V

2. Campo escalar2. Campo escalar

Ratra & Peebles, PRD, (1988) Ratra & Peebles, PRD, (1988) Steinhardt et al. PRL, (1998)Steinhardt et al. PRL, (1998)

3. Fluido exótico

,)( ap

.1

~

~)]~(1[3

0

a a

ada

e

)1(3

0/ acteP

As observações indicam que é muito próximo de –1 (cte cosmológica).

Problema de coincidência cósmica

As observações indicam que as densidades relativas da matéria e energia escuras são da mesma ordem de magnitude hoje.

Se as componentes evoluem independentemente, não uma razão pela qual elas sejam atualmente da mesma ordem de magnitude hoje.

As componentes interagem entre si: Quintessência Acoplada

Solução fenomenológica:Decaimento do vácuo

A densidade de energia do vácuo muda ao longo da evolução do Universo. Em espaços curvos e referenciais aceleradoso vácuo não é um invariante.

Efeito Hawking Efeito FUD

Solução fenomenológica:Decaimento do vácuo

Se há uma troca de energia entre o vácuo e a matéria escura, a densidade desta não segue a leide evolução usual, mas sim,

.3 aρ dm

P. Wang and X. Meng, Class. Quant. Grav. 22, 283 (2005).

.3

30 ε-dm,Λ a

ε

ερ C ρ

pp /

J. S. Alcaniz and J. A. S. Lima, Phys. Rev. D 72, 063516 (2005).

00 S

)(3 pa

a

Caso mais realístico:parâmetro de interação variável

.)(3 adm aρ

.~~

~ln~1

4

'

0,0,

adm ad

a

aa

F. E. M. Costa and J.S. Alcaniz, PRD 81, 043506 (2010).

.3

30 ε-dm,Λ a

ε

ερ C ρ

cteP /

a ,0

Considerando que,

ada

aa adm .~

~

~ln11

~400,0,0

F. E. M. Costa and J.S. Alcaniz, PRD 81, 043506 (2010).

,)( 003

02

,dm,b, Ω+afΩ+aΩ=E

ada

aaaaaf

a aa .~

~

~ln~)~()(

1

)~(4

'3)(

Evolução das densidades relativas

F. E. M. Costa and J.S. Alcaniz, PRD 81, 043506 (2010).

Aceleração transiente

F. E. M. Costa and J.S. Alcaniz, PRD 81, 043506 (2010).

String Theory and QuintessenceString Theory and Quintessence

Fisher et al., JHEP07 (2001) 003Fisher et al., JHEP07 (2001) 003 Hellermann et al., JHEP06 (2001) 003Hellermann et al., JHEP06 (2001) 003

Vínculos termodinâmicos Se o processo de interação entre o vácuo e a matériaescura modifica o número de partículas, tem-se

.3 nna

an

nm .)(30

aann Como

.)(0

aaNN

Vínculos termodinâmicos Se o processo de interação entre o vácuo e a matériaescura é adiabático, tem-se

,N

N

S

S .ln a

a

a

a0 .]ln1[ 0 aa

onde,

.00]ln1[0 00 aSF. E. M. Costa J.S. Alcaniz and J. Maia, in preparation

Potencial escalar

.)(2

)(22

2

V

VP

EeD

EeDACV BB .22

2

222

Se o campo rola lentamente para o mínimo de seu potencial, tem-se:

,1e a evolução do termo cosmológico pode ser representada por um potencial de campo escalar.

F. E. M. Costa et. al., Phys. Rev. D 77, 083516 (2008).

Caminhos alternativos

• Teorias de gravidade modificada;

• Teoria de branas;

• Quantizar a gravidade.

• Unificar a gravidade com as demais interações.

Uma teoria de unificação fornecerá uma (ou várias) resposta(s) sobre a

origem do Universo?

??Se a M.Q. é mais fundamental do que R.G., existirão várias respostas, com

uma delas sendo mais provável.

Gravidade quântica: especulações

• Descreverá o Universo com um número infinito de dimensões;

• Incorporará de alguma forma o homem como elemento da teoria;

• Fornecerá o estado inicial mais provável para que o Universo tenha evoluído para ser do jeito que é;

• Responderá se o Universo proveio do acaso ou não.

Quem organizou então o acaso?

?? DEUS! GRAVIDADE!