O QUE SÃO O BIG-BANG, A ENERGIA E A MATÉRIA ESCURAS?

NELSON PINTO NETO ICRA-CBPF

COSMOLOGIA

• Descrição da totalidade do mundo físico

pelo método científico.

- Objeto de estudo é tudo que existe, incluindo observadores.

- É único: não temos outras amostras para manipular:

PROBLEMAS COM A MECÂNICA QUÂNTICA!

- O único ponto de vista é do observador na Terra através de

ondas eletromagnéticas - ondas gravitacionais: outra janela.

• Hoje o universo é observado em todos os comprimentos de onda.

Espectro Eletromagnético

Aglomerados de Galáxias

Mgás ~ 20 x Mestrelas

Gás é distribuido mais suavemente

Hydra A no ótico

Hydra A em raios x

DISTÂNCIAS DAS GALÁXIAS

Distâncias muito grandes: medidas em ano-luz

Velocidade da luz: 300.000 km/s

A luz dá 8 voltas ao mundo em 1 segundo!

Um ano-luz: distância percorrida pela luz em

1 ano: 9.460.800.000.000 km!

1 parsec: distância para a qual paralaxe vale

1 segundo de arco ~ 3 anos-luz.

PARALAXE

Natureza das Galáxias

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

• Edwin Hubble (1923): determina a distância da “nebulosa” de Andrômeda (M31), usando uma estrela cefeida

O Desvio para o Vermelho• Efeito Doppler

Desvio parao azul

Desvio parao vermelho

A Expansão do Universo

• Vesto Slipher (1917): desvio para o vermelho de galáxias (13 de 15)

• Hubble (1929): descobre a expansão do universo

O Diagrama de Hubble (Versão Atual)

Distância (Mpc)

Velo

cid

ad

e

(km

/s)

Dados do Hubble

0.72 0.08h

A RELATIVIDADE GERAL DE EINSTEIN

Gravitação não é uma força!

Uma grande massa curva o espaço-tempo!

A gravidade atua em tudo!

Todas as partículas caem da mesma forma!

Os corpos livres também seguem todos a mesma

trajetória.

ESPAÇO CURVO DE UMA ESTRELA

Geometria Cosmológica

Esférica Hiperbólica Plana

Analogia 2D:

Ângulos:

A EXPANSÃO DO UNIVERSO

A Expansão do Universo I

Não é explosão! Não possui centro!

Relação linear: 0v H dO Parâmetro de Hubble:

H0 = 24 km/s /milhão de anos-luz

Há quanto tempo começou a expansão?

T = 1/H0 = 14 bilhões de anos

Evolução do Universo

Fator de

escala

sela

plano

esfera

tempoagora

Nomenclatura: “Big-Bang”:

Extrapolação para d 0d

ρC

ρ>ρC

ρ<ρC

Breve História Térmica do Universo

A MATÉRIA-ENERGIA CONHECIDA DO UNIVERSO

AS FORÇAS DA NATUREZA

Recombinação

plasma

matéria neutra

Recombinação• Quando a temperatura cai abaixo dos 3.000C

os elétrons ficam presos aos núcleos O Universo passa a ser trasparente

A luz se propaga livremente: 380.000 anos!

380.000 anos após início da expansão

A Radiação Cósmica de Fundo

Região a partir da qual nadapodemos ver

Temperatura hoje

T = - 270 C

O Espectro da Radiação Cósmica de Fundo

Freqüência [cm-1]Inte

nsid

ade

[10-4

erg

s cm

-2 s

-1 sr

-1 c

m]

dados com erros x 100

espectro térmico com T = 2.725 ± 0.002 K

Nucleossíntese: Alquimia no Universo Primordial

Produção de 7Li, 3He, D, 4He

T ~ 1010 C - 109 C, 1s a 3min “DBB”

Abundância de Elementos Leves

Produção de 7Li, 3He, D, 4He

Todos com o mesmo ηB/ηF!D é o melhor “bariômetro”

ρB / ρC =0,04

Alguns Marcos da História do Universo

T (radiação) Evento

-270 C, 13,7 109

anosHoje

-263 C, 109 anos Formação das Galáxias

104 C, 400.000 anos

Recombinação do H, radiação de fundo

105 C, 40.000 anos Dominação pela matéria

107 C, 1 a 200 s Formação dos elementos leves (He4, He3, D e Li)

1012 C, 10 –3 s Formação dos prótons e nêutrons.

1028 C, 10 –34 s Grande Unificação?

1032 C, 10 –43 s Cosmologia quântica?

Evolução do Universo

Fator de

escala

sela

plano

esfera

tempoagora

Nomenclatura: “Big-Bang”:

Extrapolação para d 0d

Outubro de 2008Dezembro de 2008

Diferenças de Temperatura na Radiação Cósmica de Fundo

1 1 1,T

2 2 2,T

T

T 10 5

A OBSERVAÇÃO DESTAS

DIFERENÇAS PERMITE SABER

COMO ERA O UNIVERSO A 14

BILHÕES DE ANOS!

Prêmio Nobel 2006

John Matter e

George Smoot

Espectro de Potência Segundo WMAP

ρ=ρC

Satélite Planck: 2011

Composição do Universo

Blocos fundamentais: Galáxias

Galáxias no UHDF

Lei de Hubble

Mapa 3D do Universo

0v H d

Estruturas complexas: Filamentos, paredes e bolhas,

contendo 80% da matéria luminosa

Mais de 220.000

galáxias

Mapa do Two Degree Field

As escalas no Universo

Existem cerca de 60 bilhões de galáxias no Universo!

60.000.000.000

Velocidades de rotação das estrelas em torno dos centros das galáxias.

G

M r

r

V r

r

( ) ( )2

2

Perto do centro:

ρ = const M(r) r3 V(r) r

Na periferia:

ρ = 0 M(r) = const. V(r) 1/r1/2

A Matéria Escura

Curvas de rotação de galáxias

G

M r

r

V r

r

( ) ( )2

2

Estimativa simples:

3 10Halo VisivelM M

Matéria escura é menos concentrada

Matéria Escura no UniversoEvidências:• Curvas de rotação de galáxias • Movimentos de galáxias e aglomerados• Lentes gravitacionais• Anisotropias da CMBR...

Há ~10x mais matéria escura que matéria usual!Interage muito fracamente (não dissipa nem emite luz), fria.Não pode ser bariônica (gás, planetas, BN): nucleossíntese.Axions, WIMPS (partículas supersimétricas?)Energia provável da ordem do Tev: LHC.

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

MATÉRIA ESCURA

Desvantagens:• Eventos raros e aleatórios

• Duração curta

Solução:

• Busca automatizada • (SCP, High-z team)

Supernovas do Tipo Ia e Cosmologia

Vantagens:• Luminosidade Extrema

(10109 9 - 10 - 1010 10 LL)

• Altamente homogêneas

Vela padrão

O Universo Acelerado

Diagrama para grandes distâncias com boa precisão

Energia escura: gravidade repulsiva!

Þ O Universo está em expansão acelerada.

Þ Mas

Gravidade é

atrativa!

Energia Escura2/3 da densidade do universo estão sob a forma de Energia

Escura!Evidências:• Expansão acelerada de galáxias distantes• Idade do Universo• Espaço quase plano• Análise combinada de diversos observáveis cosmológicos

Candidatos (Taxonomia da Energia Escura):– Constante cosmológica: energia do vazio quânticoProblema : ρTQC = 1062 ρOBS

– Força (campo) extra:• Quintessência, phantom.

Nova teoria da gravitação!

DARK ENERGY SURVEY: possibilidade de distinguirsobre estas possibilidades.

COMPOSIÇÃO DO COSMOS

Questões Cosmológicas

Isto poderá ser decidido pela observação das pequenas

diferenças de temperatura da radiação de fundo.

1) O que é o Big-Bang?

Se entendido como uma fase quente primordial, quase um fato.

Se entendido como o início de tudo: UM MITO.Nenhuma evidência observacional indica que o Universo teve um começo!

Possibilidade concreta de o Universo não ter tido um começo.

Não conhecemos 97% dos constituintes do Universo!

2) O que é a matéria escura?WIMPS, pode ser encontrada no LHC.

Determina as estruturas do Universo.

3) O que é a energia escura?

Energia do vácuo, novo campo, campo fantasma.

Pode ser determinado no DES.

Determina o futuro do Universo: terá este um fim?

Não (supernovas) se energia escura for a energia do

vazio quântico.

• Sucessos importantes da Cosmologia científica: previsão da expansão do Universo, da radiação de fundo cósmica e suas pequenas anisotropias, da abundância dos elementos leves. Pode-se explicar inúmeras observações com uma teoria simples.

• Avanços notáveis na cosmologia observacional: talvez seja possível testar idéias sobre como era o Universo há muito tempo atrás.

• Entretanto, apenas 4% da matéria do Universo é conhecida. Serão as teorias que estamos usando realmente válidas?

Estes mistérios da Cosmologia podem revelar novos conhecimentos sobre a Natureza!

Assimetria Matéria/Anti-Matéria• No universo primordial: equilíbrio entre

partículas e anti-partículas (equipartição)

• Aniquilação produz fótons:

Assimetria de 1 parte em 109!

106 10n n

n

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

BURACOS NEGROS

                                                                                                              

UM POSSÍVEL BURACO NEGRO

BURACOS DE MINHOCA