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Martín Makler ICRA/CBPF Das Galáxias à Energia Escura: Fenomenologia do Universo

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Martín Makler ICRA/CBPF

Das Galáxias à Energia Escura: Fenomenologia do Universo

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FenomenologiaUniverso do Cosmólogo Teórico:Homogêneo e isotrópicoDominado por matéria/energia escura

Universo do Astrônomo:Galáxias, gás, estrelas, etc.

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Fenomenologia

� Ponte entre teoria e observação� Análise estatística� Modelagem, incluindo todos os processos

físicos (simulações, aproximações)� Observáveis: onde posso esperar detectar

um dado fenômeno?� Área interdisciplinar

Universo do Cosmólogo Teórico:Homogêneo e isotrópicoDominado por matéria/energia escura

Universo do Astrônomo:Galáxias, gás, estrelas, etc.

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Programação

� Parte I: Um Passeio pelo Universo� Parte II: O Universo Homogêneo � Parte III: História Térmica� Parte IV: O Universo Perturbado� Parte V: O Universo Muito Perturbado� Parte VI: Incógnitas e perspectivas

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Blocos fundamentais: Galáxias

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Propriedades Básicas das GaláxiasPropriedade Espirais Elípticas Irregulares

Forma e Disco achatado de Sem disco, com es-estrutura gás e estrelas, braços trelas distribuídas Sem estrutura.

espirais, bojo e halo. em um elipsóide.

Conteúdo de Disco: jovens e velhas. Só estrelas Velhas e novas.estrelas Halo: só velhas. velhas.

Gás e poeira Disco: muito. Pouco ou MuitoHalo: pouco. nenhum.

Formação Ainda produzindo Insignificante Grandeestelar

Movimento Gás e estrelas no disco: Órbitas Estrelas e gás estelar órbitas circulares; aleatórias. têm órbitas

no bojo: mov. aleatório. irregulares.

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Natureza das Galáxias� Galileo Galilei (1610): a Via Láctea é formada por estrelas � Wilhelm Herschel (1785): habitamos uma nebulosa e as

outras são externas� William Parsons (1845): “nebulosas espirais”

� Henrietta Leavitt (1912): relação entre período de estrelas variáveis cefeidas e sua luminosidade intrínseca

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Natureza das Galáxias� Edwin Hubble (1923): determina a distância da “nebulosa”

de Andrômeda (M31), usando uma estrela cefeida

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� Hoje o universo é observado em todos os comprimentos de onda

� Espectro típico: corpo negro + linhas de absorção e emissão

Espectro Eletromagnético

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Espectro de Linhas

Linhas de absorção devido à presença de gás

• Cada elemento químico possui linhas características• Instrumento central em Astronomia

• Composição química....e• Velocidade!

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O Desvio para o Vermelho

� Efeito Doppler

1 /: 1 / , para 1 /

v cz v c v cv c

λλ∆ +

= = − ≈ <<−

Desvio parao azul

Desvio parao vermelho

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O desvio para o vermelho

r e

e

z λ λλ−

=

Espectro observado

Espectro “de referência”

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O Cosmos Dinâmico

O Universo em Expansão

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A Expansão do Universo� Vesto Slipher (1917): desvio para o

vermelho de galáxias (13 de 15)

� Hubble (1929): descobre a expansão do universo

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A Expansão do Universo I

A B C

v-vEm relação a B

2v-2v

A B C

v-v

Em relação a A

Homogênea e aumenta linearmente com a distância

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A Expansão do Universo IHomogênea e Isotrópica em Grandes Escalas

Não é explosão! Não possui centro!

Relação linear: 0v H d=

0 100 / /H hKm s Mpc=

O Parâmetro de Hubble:

Dados do Hubble: h = 5

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O Diagrama de Hubble (Versão Atual)

Distância (Mpc)

Vel

ocid

ade

(km

/s)

Dados do Hubble

0.72 0.08h = ±astro-ph/0012376 (Astrophys. J. 553, 47 (2001))

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O Lado Escuro do Universo

Episódio I

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Grupos de GaláxiasO Grupo Local

Tamanhos fora de escala

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Aglomerados de Galáxias

Aglomerado no SDSS

Região qualquer do céu

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Aglomerados de Galáxias

Aglomerado de ComaAglomerado de Hydra

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A Matéria Escura� Dispersão de velocidades em

aglomerados (Zwicky 1934)

2 K GE E= −Teorema do Virial

221 1 1

2 2 2i ii

GMm vR

⎛ ⎞− −⎜ ⎟

⎝ ⎠∑

22RvMG

Matériaescura

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Aglomerados em raios-x

Aglomerado de Hydra

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Aglomerado de comaComa no ótico

Coma em raios x

Mgás ~ 20 x MestrelasAinda assim matéria escura é 80%Gás é distribuido mais suavemente

Matériaescura

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Lentes Gravitacionais

“deformação” da trajetória da luz pelo espaço-tempo curvo

Imagens múltiplas

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Efeito Fraco de Lente Gravitacional

Deformação (e magnificação) dasimagens dasgaláxias

Orientação nadireção tangencial

Efeito estatístico

Matériaescura

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Comparação entre medidas da matéria escura em aglomerados

E. S. Cypriano, et al., astro-ph/0504036

z = 0.17Matéria escura é menos concentrada

• efeito fraco de lentegravitacional• emisão de raios-x• dispersão de velocidades⇒ concordam em ~ 20% (para aglomerados relaxados)

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astro-ph/9909252M33

matériaescura

disco estelar

gás

A Matéria Escura em Galáxias

� Curvas de rotação de galáxias

[ ]GM r

rV r

r( ) ( )2

2

=

Estimativa simples:

3 10Halo VisivelM M≈ −

Matéria escura é menos concentrada

Matériaescura

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Aglomerados de Galáxias� 3 formas de medir a massa com aglomerados:

� Movimento das galáxias (virial)� Lente gravitacional� Emissão de raios-x

Mgás ~ 20 x MestrelasAinda assim matéria escura é 80%Gás é distribuido mais suavemente

Hydra A no ótico

Hydra A em raios x

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Matéria Escura no UniversoEvidências:� Curvas de rotação de galáxias � Movimentos de galáxias e aglomerados (virial e grande escala)

� Fluxos de raios-X em aglomerados� Lentes gravitacionais� Efeito Sunyaev-Zel’dovichHá ~5x mais matéria escura que matéria usual!Não Bariônica: Não interage com a matéria bariônica

(não dissipa nem emite luz)Onde está a matéria “ordinária”?� Matéria visível (estrelas): 10%� A maior parte da matéria bariônica é “escura” (gás, planetas, BN)

A matéria escura é a componente - que se aglomera -dominante da densidade de massa do Universo

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A Estrutura em Grande Escala

Fazendo um “Mapa” do Universo

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Galáxias no HUDF

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Estrutura em Grande Escala

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Lei de Hubble (de Sitter)

Mapa 3D do Universo0v H d≈

v cz c λ λ= = ∆Efeito Doppler1

0d H cz−≈ exp pec na realidade v = v v +

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Estruturas complexas: Filamentos, paredes e bolhas,

contendo 80% da matéria luminosa

Mais de 220.000 galáxias

Mapa do Two Degree Field

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Fazendo um Mapa do Universo

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Imagens das galáxias (2D) ö Posição incluindo a distância (3D)

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Mapa 3D da Estrutura em Grande Escala

� 145.000Galáxias

0.02<z<0.22

� Corintínseca (g-r)

� Relaçãocor-luminosidade

� Relaçãocor-densidade“dedos de Deus”

vermelhos

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O Sloan Digital Sky Survey

Dados tornados públicos em 2005 (DR4):

� Cobertura angular de ~16% do céu� Fotometria de 180 milhões de galáxias, quasares e

estrelas� Espectro (desvio para o vermelho) de 565.715

galáxias, 76.483 quasares e 153.087 estrelas� 12 TB de dados� A fotometria já foi completada (9100 graus quadrados)

� Futuro: Dark Energy Survey, LSST

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As escalas no Universo

Existem cerca de 60 bilhões de galáxias no Universo observável!