O Lado Escuro do Universo

Martín Makler

ICRA/CBPF

Astronomia para Poetas II – Casa da Ciência10 de outubro de 2006

O Cosmos Dinâmico

O Universo em Expansão

Astronomia para Poetas II – Casa da Ciência10 de outubro de 2006

“O universo não é uma idéia minha. A minha idéia do Universo é que é uma idéia minha.”

A natureza da luz

O espectro da luz

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

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

Espectro Eletromagnético

Espectro de Linhas

Linhas de absorção devido à presença de gás

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!

O Desvio para o Vermelho

� Efeito Doppler

: /z v cλλ

∆= ≈

Desvio parao azul

Desvio parao vermelho

O desvio para o vermelho

eλ

rλ

r e

e

z λ λλ−

=

Espectro observado

Espectro “de referência”

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

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

de Andrômeda (M31), usando uma estrela cefeida

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

vermelho de galáxias (13 de 15)

� Hubble (1929): descobre a expansão do universo

A Expansão do Universo

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

A Expansão do UniversoHomogênea 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

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))

Uma História do Universo

Cabum!!

� O Universo está em expansão� Extremamente denso e quente no passado

Astronomia para Poetas II – Casa da Ciência10 de outubro de 2006

“O que se desatou num só momentonão cabe no infinito, e é fuga e vento”[Instante, Carlos Drummond de Andrade]

Retrocedendo no tempo…� Fase inicial densa e quente

“Big-Bang”� Processos físicos:

Inflação, Unificações, Hadronização, Aniquilação...Síntese dos elementosDesacoplamento matéria-radiaçãoFormação de estruturas

� Fósseis:Abundância de elementos levesRadiação cósmica de fundoEstrutura em grande escala

Recombinação

plasma

matérianeutra

Recombinação

Quando a temperatura cai abaixo dos 3.000Kos elétrons ficam presos aos núcleosO Universo passa a ser trasparente

A luz se propaga livremente

A Radiação Cósmica de Fundo“Fotosfera”

Vista da nossa Galáxia

Esperamos ver:• Radiação isotrópica• Corpo negro,(“desviado para o vermelho” por causa da expansão)

Descoberta da Radiação Cósmica de Fundo

� Arno Penzias e Robert Wilson (Bell)� 1965 (acidental)� Prêmio Nobel de 1978

Universo primordial altamente homogêneoEspectro de corpo negro

O Satélite COBE

� Experimentos: DIRBE, DMR, FIRAS� Lançamento: 1989, resultados: 1992, 1994

O Espectro da Radiação Cósmica de Fundo

Comprimento de onda [cm-1]Inte

nsid

ade

[10-4

ergs

cm

-2s-1

sr-1

cm]

barras de errode 100σ

espectro térmico com T = 2.725 K

Anisotropias na Radiação Cósmica de Fundo

∆TT

≈ −10 5

� T0 = 2.725� Universo primordial

altamente homogêneo� Dipolo: movimento da

nossa galáxia ∆T = 3.346

⇒ vgal = 360 Km/s

� Flutuações de temperatura:

Mapa das anisotropias

� Principais resultados:� Corpo negro: natureza térmica da RCF � Anisotropias → sementes das estruturas emgrandes escalas� Espectro: amplitude, gaussianidade, invarância de escala

John C. Mather George F. Smoot

Prêmio Nobel2006

A Radiação Cósmica de Fundo Hoje

Sonda WMAP (L2):Wilkinson Microwave Anisotropy Probe

Último release: Março de 2006

Astronomia para Poetas II – Casa da Ciência10 de outubro de 2006

Espectro de Potência da RadiaçãoCósmica de Fundo

( )1 1 1,T θ φ

( )2 2 2,T θ φ

Decomposição em harmônicos: medida das flutuações médias em cada escala angular

Espectro de Potência Segundo o WMAP3

+ polarização…

• Curva prevista• “Modelo da concórdia”• Apenas 6 parâmetros

Informações preciosas sobre o Universo

Matéria e energia escuras

Matéria “normal”: 4%

Matéria “escura”: º 22%

O Universo é quase plano!

º 74% restantes: energia escura

O Lado Escuro do UniversoEpisódio I

Astronomia para Poetas II – Casa da Ciência10 de outubro de 2006

“O único mistério do Universo é o mais e não o menos. [...]O que existe transcende para mim o que julgo que existe.”[O Único Mistério Do Universo, Poemas Inconjuntos]

Grupos de GaláxiasO Grupo Local

Tamanhos fora de escala

Aglomerados de Galáxias

Aglomerado no SDSS

Região qualquer do céu

Aglomerados de Galáxias

Aglomerado de ComaAglomerado de Hydra

A Matéria Escura� Dispersão de velocidades em

aglomerados (Zwicky 1934)

Teorema do Virial:Cálculo da massa necessária para “segurar” as galáxias

fl massa gravitacional ~ 100 x massa luminosa (estrelas)

Matériaescura

Gás Quente em Aglomerados

Hydra no ótico

Gás intra-aglomerado:T ~ 10.000.000 oCfl emissão de raios-xEquilíbrio hidrostático

fl temperatura depende da massa

Aglomerados em raios-x

Aglomerado de Hydra

Hydra no óticoHydra em raios x Mgás ~ 20 x MestrelasAinda assim matéria escura é 80%

Lentes Gravitacionais

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

Imagens múltiplas

Lentes GravitacionaisEfeito forte: arcosEfeito fraco:

Orientação na direção tangencial das imagens das galáxias

Efeito estatístico

Matériaescura

Comparação entre medidas da matéria escura em aglomerados

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

z = 0.17

• efeito fraco de lente gravitacional• emissão de raios-x • dispersão de velocidades

Consistentes entre si

Matériaescura

Evidência “direta”� Aglomerado da bala (1E0657-558)

Reconstrução da massa pelo efeito fraco de lente gravitacional

astro

-ph/

0608

407

Evidência “direta”� Distribuição do gás

Desvio de 8σ nos centros de massa!

astro

-ph/

0608

407

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

Matéria Escura no UniversoEvidências:� Curvas de rotação de galáxias � Movimentos de galáxias e aglomerados� Fluxos de raios-X em aglomerados� Lentes gravitacionais...

M33

matériaescuradisco

estelar

gás

Nucleossíntese: Alquimia no Universo Primordial

Produção de 7Li, 3He, D, 4He

T ~ 1010 K - 109 K, 1s a 3min “DBB”

Abundância de Elementos LevesProdução de

7Li, 3He, D, 4He

Abundâncias de acordo com as observações!

Os elementos levesforam criados no

universo primordial!Matéria escura nãopode ser bariônica

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’dovich...

Há ~5x mais matéria escura que matéria usual!Não Bariônica: Não interage com prótons, nêutrons e elétrons

(não dissipa nem emite luz, sem reações nucleares)� estruturas, bullet, nucleossíntese...

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

O Lado Escuro do Universo

Episódio II

Astronomia para Poetas II – Casa da Ciência10 de outubro de 2006

O Universo Acelerado

Astronomia para Poetas II – Casa da Ciência10 de outubro de 2006

O Universo Acelerado

Diagrama de Hubble para grandes distâncias

( )4 33G Pπ ρ∝ − +

Constante cosmológicaou energia escura!

O Universo está em expansão acelerada.

Mas

3Λ

+aceleração

densidade pressão

O Universo Acelerado

( )4 33G Pπ ρ∝ − +

Constante cosmológicaou energia escura!

O Universo está em expansão acelerada.

Mas

3Λ

+aceleração

densidade pressão

Energia Escura

Evidências:

1998 Science breakthrough of the year

Ignorância CósmicaNão sabemos o que

compõe 95% dadensidade de

energia do universo!

O Dark Energy Survey

Um pedaço do futuro no Brasil

“Se as coisas são inatingíveis... ora!Não é motivo para não querê-las...”[Das utopias, Espelho Mágico, Mário Quintana]

Uma Grande Questão

� O que é a Energia Escura?� 3/4 do universo (ou modificação da

gravidade)� Problemas teóricos fundamentais

� Abordagem fenomenológica:� Procurar efeitos observáveis da

energia escura:– Estrutura em grande escala– Supernovas

� Limitar o seu comportamento

Medidas da Energia Escura com o DES

� Realizar medidas complementares e de precisãodos efeitos da energia escura

� “Novos métodos”� Contagem de aglomerados de galáxias

20,000 aglomerados de grande massa200,000 grupos e aglomerados

� Efeito fraco de lentes gravitacionais300 milhões de galáxias com medida da forma

� Distribuição espacial de galáxias300 milhões de galáxias

� Medida “padrão da energia escura”� Distâncias de supernovas do tipo Ia

~ 2000 supernovas

O Instrumento

deCam

Telescópio Blanco

Telescópiode 4m no

CTIO

CTIO opera:SOAR: campo pequeno (Brasil = 33% do tempo)Blanco: grande campo

Tim A

bbott, CTIO

O Instrumento: DECam

3556 mm

1575 mm

HexapodLentes

Espelho

Leituradas CCDs

FiltrosObturador

Dark Energy Survey

� Câmera de 500 Megapíxeis� Campo ~ 2 graus2

� Cobertura ~ 1/10 de todo o céu� em três filtros (cores)

� CCDs do LBNL� eficientes no vermelho

� Desvios para o vermelho fotométricos� 10-20 galáxias/arcmin2

� 30% do CTIO em 5 anos (525 noites)� 500 TB de dados

O DES Já Começou� Plano focal, compra e teste das CCDs…� Simulações…� Gerenciamento dos dados…� Desenho ótico…

Estado Atual

� Colaboração internacional:13 instituições� Fermilab, University of Illinois at Urbana-

Champaign, University of Chicago, Lawrence Berkeley National Lab, University of Michigan

� DES-Spain Consortium: IFAE (Barcelona), IEEC (Barcelona), and CIEMAT (Madrid)

� UK Consortium: University College London (UCL), Cambridge, Edinburgh, Sussex, and Portsmouth

� Participação brasileira em negociação!

Mini-Workshop

O Brasil e o Dark Energy Survey10 e 11 de novembro de 2005, ICRA/CBPF, Rio de Janeiro, RJ

comitê científico: M. Novello (ICRA/CBPF), P. Pellegrini (ON), R. Rosa (LAC/INPE), L. Sodré (IAG/USP)comitê organizador local: M. Makler (ICRA/CBPF), S. Joffily (ICRA/CBPF)

Considerações FinaisA Cosmologia é hoje parte da física e da astronomiaNova física a partir da cosmologia!

Nesta última década houve uma revolução na cosmologia com uma avalanche de dados observacionais de alta qualidadeEntendemos muita coisa sobre o UniversoHá questões fundamentais que não entendemos aindaMuitas novidades no futuro próximo!Dark Energy Survey:

Melhor instrumento óptico para a cosmologia de sua épocaO Brasil pode oferecer contribuições importantes ao DESImportante para desenvolver a astrofísica e cosmologia brasileiras

Seja bem vindo a acompanhar este fascinante ramo da ciência!

Até o próximo episódio!

Procura-se

Estudante de pós-graduaçãoRecompensa em dinheiro:

bolsa CAPES ou CNPq

Uma História do Universo