Supernovas e a Energia Escura

Transcrição

1 Supernovas e a Energia Escura Josh Frieman Fermilab e Universidade de Chicago

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3 Componentes do Universo ENERGIA ESCURA MATÉRIA ESCURA MATÉRIA NORMAL Matéria Escura: mantém galáxias juntas Energia Escura: acelera a expansão do Universo

4 Aglomerado Abell 0957 Distante 550 milhões de anos-luz

5 Aglomerado Abell bilhão de anos-luz

6 Aglomerado do Sloan Digital Sky Survey (SDSS) 4 bilhões de anos-luz

7 Aglomerado mais distante do SDSS

8 O Universo em Expansão As galáxias mais distantes parecem mais vermelhas que as mais próximas Elas estão se afastando de nós, com: velocidade (redshift) distância Hubble 1929 Uma galáxia distante 100 milhões de anos-luz está se afastando de nós a 3200 quilômetros por segundo Uma galáxia distante 200 milhões de anos-luz está se Afastando de nós a 6400 quilômetros por segundo

9 Edwin Hubble ( ) Discobrou a expansao do Universo

10 Hubble Space Telescope reforma realizada e maio 2009

11 Bola de basquete do Hubble <#>

12 Resultados do Telescópio Espacial Hubble Hubble parameter

13 O Universo em Expansão

14 A distância entre galáxias cresce com o tempo O comprimento de onda da luz aumenta com o tempo na mesma taxa 14

15 Na média, galáxias estão em repouso nestas coordenadas em expansão O comprimento de onda da luz cresce com o fator de escala λ ~ a(t) Redshift da luz: 1+ z = λ(t 2) λ(t 1 ) = a(t 2) a(t 1 ) Emitido em t 1, observado em t 2 Redshift indica diretamente tamanho relativo do Universo quando a luz foi emitida a(t 1 ) a(t 2 ) 15

16 A expansão do Universo muda com o tempo? Gravitação: tudo no Universo atrai todo o restante a expansão do Universo* deveria desacelerar com o tempo *a velocidade de afastamento das galáxias

17 Distância entre 2 galáxias 1980 s: O Universo expandirá para sempre ou recolapsará num Big Crunch? Em todos esses casos, expansão desacelera devido à gravitação Hoje Tempo Cósmico

18 Distância entre 2 galáxias 1980 s: O Universo expandirá para sempre ou recolapsará num Big Crunch? Pouco Em todos esses casos, expansão desacelera devido à gravitação Quanta Matéria Escura existe? Hoje Muito Tempo Cósmico

19 Distância entre 2 galáxias 1998: Expansão tem acelerado nos últimos 5 bilhões de anos Pouco Muito Hoje Tempo Cósmico

20 Qual é a evidência para a aceleração cósmica? O que poderia estar causando a aceleração cósmica? Como planejamos descobrir?

21 Supernova 1994D (Tipo Ia) 21

22 Ia Espectro da luz de diferentes tipos de Supernovas Ib II Ic 22

23 23

24 Estrelas Anãs Brancas Estrelas com aproximadamente a massa do Sol mas com o tamanho da Terra: densidade~1000 kg/centímetro cúbico Estado final da maioria das estrelas depois de terminarem a queima do Hidrogênio e Hélio em Carbono and Oxygênio Sirius A e B vistos pelo Telescópio Espacial Hubble

25 Supernovas Tipo Ia Explosão termonuclear de uma estrela Anã Branca Uma Anã Branca acreta massa ou se funde com uma estrela companheira, aumentando sua massa até um valor crítico (1.4 vezes a massa do Sol) Uma explosão violenta é detonada na região central, e a estrela é completamente incinerada em segundos; os detalhes não são compreendidos No núcleo da estrela, elementos leves são queimados em reações de fusão formando Níquel. O decaimento radioativo do Níquel e Cobalto fazem a estrela brilhar por um par de meses

26 Filme: Modelo da explosao

27 Espectros de Supernovas Tipo Ia: Classe homogênea de eventos Do Mapeamento de Supernovas do SDSS

28 Supernova 1998bu: Tipo Ia Curvade luzem Multi-bandas Brilho Infravermelho próximo Curvas de luz de SN Ia parecem muito similares entre si e atingem o brilho de uma galáxia inteira Vermelho Azul Ultravioleta Tempo (dias) 28

29 29 Encontrando Supernovas: Subtração de Imagem Antes Depois Diferença SN 2002ha (Ia) z = 0.014

30 Brilho Δm days Tempo Brilho de Supernovas mais brilhantes decai mais vagarosamente

31 Brilho Máximo de SN Tipo Ia éuma Vela Padrão calibrada Brilho Máximo correlaciona com a taxa de decaimento da luz Brilho Pode ser usado para medir distâncias de supernovas distantes com uma precisão de 7% Tempo 31

32 Descoberta da Aceleração Cósmica com Supernovas distantes (alto z) Aplica-se a mesma Relação Brilho- Declínio da Luz em altos z SNe que explodiram quando o Universo tinha 2/3 de seu tamanho atual são ~25% mais fracas que o esperado distância Acelerando Sem aceleração redshift Ω Λ = 0.7 Ω Λ = 0. Ω m = 1. 32

33 História da Expansão do Universo Brilho relativo Dados de Supernovas (1998) passado hoje futuro Distância Média Entre Galáxias Relativa ao Valor de Hoje Bilhões de anos a partir de Hoje 33

34 Supernova Legacy Survey (SNLS, ) Medidas de mais de 300 SNe distantes Telescópio usado: Canadá-França-Havaí de 3,6 metros Câmera Megacam com 36 CCDs, 4 filtros ópticos Acompanhamento espectroscópico posterior em telescópios de 8-10 metros Câmera Megaprime

35 SNLS Rolling Search Curvas de luz

36 Projeto de 6 anos no telescópio de 4m do CTIO no Chile, 12 graus quadrados Imagem de grande campo em 2 filtros Detecção na mesma noite de SNe Espectroscopia: telescópios Keck, VLT, Gemini, Magellan Objetivo: 200 SNeIa em 0.2<z<0.8 Dados de SNe Ia públicos em tempo real 36

37 Sloan Digital Sky Survey (SDSS): telescópio de 2.5 metros Observatório de Apache Point Novo Mexico, EUA

38 B. Dilday Mais de 500 SNe Ia confirmadas + 87 SNe de colapso nuclear

39 B. Dilday Mais de 500 SNe Ia confirmadas + 87 SNe de colapso nuclear

40 40 Diagrama de Hubble : Distância vs. Redshift (velocidade) ~45 SNe Ia ~120 SNe

41 41 Diagrama de Hubble com SNe do SDSS 103 SNe Ia da primeira temporada SDSS ~45 SNe Ia ~120 SNe Vínculos mais precisos na história da expansão cósmica

42 O que causa a Aceleração Cósmica? Três possibilidades: 1. O Universe é cheio de algo que dá origem a uma repulsão gravitational. Atualmente chamamos isto de Energia Escura 2. A teoria da Relatividade Geral (gravitação) de Einstein está errada em escalas de distâncias cósmicas. 3. O Universo não é homogêneo e está apenas aparentemente acelerando, devido ao efeito de estruturas em grande escala.

43 O que é a Energia Escura? Uma forma de energia que tem pressão negativa. Ela está distribuída suavemente em todo o Universo, diferentemente da matéria escura, que se aglomera nas galáxias. O exemplo mais antigo é a constante cosmologica Λ, de Einstein, um termo que êle introduziu na sua teoria da gravitação numa tentativa de fazer o Universo estático. Percebeu-se mais tarde que a constante cosmológica corresponde à energia do espaço vazio (o vácuo). A teoria da mecânica quântica (princípio da incerteza de Heisenberg) prediz que esta energia deve existir.

44 O Problema da Constante Cosmológica Flutuações de ponto-zero quânticas: espaço é cheio de partículas virtuais que continuamente flutuam para dentro e para fora do vácuo. Estas flutuações carregam energia. Quando calculamos esta energia (por unidade de volume), obtemos infinito. Quando tentamos consertar este problema, ainda obtemos uma resposta que é muito grande por uma fator cerca de Este problema continua sendo um desafio para os físicos de partículas e os que trabalham com teorias de cordas.

45 Campo Escalar como Energia Escura Energia Escura pode ser devida a um campo escalar que rola vagarosamente Esta partícula deve ser muitas ordens de magnitude menos massiva que outras partículas elementares. Evidência sugere um V(ϕ) período inicial de aceleração cósmica, logo após o Big Bang, possivelmente também devido a um campo escalar ( inflação primordial ) ϕ 45

46 Porque vivemos numa época especial quando matériae energiaescurasãocomparáveis? Tamanho do Universo tempo radiação matéria Energia escura

47 Energia Escura e o Destino do Universo A natureza da Energia Escura determina a evolução futura do Universo Aceleração continuada: o Universo além do Grupo Local de galáxias desaparecerá além do horizonte em ~100 bilhões de anos Energy Escura Fantasma : em algumas teorias, a densidade de energia escura cresce com o tempo, leavando a uma sempre crescente taxa de expansão: eventuamente galáxias, estrelas, átomos serão desmembrados 47

48 Distância entre 2 galáxias 1998: A expansão tem acelerado nos últimos 5 bilhões de anos Pouco Muito Hoje Tempo Cósmico

49 Dimensões extras do espaço-tempo A teoria de cordas prevê que existem dimensões extras que não podemos ver. Elas devem alterar o modo como a energia do vácuo influencia a curvatura do espaço-tempo Compactificação (velha escola): Dimensões se encurvam até se tornarem pequenas demais para serem vistas (Kaluza & Klein) Abordagem modera: imagine que estamos confinados em uma brana 49

50 História Trágica da Constante Cosmológica Λ periodicamente invocada para resolver crises cosmológicas, depois descartada quando as crises passam 1916: Einstein: Universo estático 1929: 1 a crise da idade : Universo mais novo que a Terra 1967: aglomeração aparente de quasares num redshift fixo 1974: distâncias inferidas usando-se o brilho das galáxias 1995: 2 a crise da idade : Universo mais novo que estrelas 1998: Supernovas Porque achamos que é diferente agora? Evidência independente

51 Radiação Cósmica de Fundo em Microondas: Ondas Acústicas no Universo Primordial Antes da recombinação de Hidrogênio: Universo é ionizado. Fótons exercem grande pressão e força restauradora. Perturbações fóton-barion oscilam como ondas acústicas. Depois da recombinação de H: Universo é neutro. Fotons podem se deslocar livremente. Fase da oscilação em t rec afeta amplitude posterior. Ionizado Recombinação & último espalhamento z ~ 1000 ~400,000 anos Neutro Hoje Tempo

52 Anisotropias na Radiação Cósmica de Fundo em Microondas Mapa de temperatura da Radiação Cósmica de Fundo em Microondas Existe uma escala angular característica, ~ 1 grau no céu, estabelecida pela distância que as ondas acústicas podem percorrer até antes que os átomos neutros se formem: horizonte acústico s, uma régua padrão

53 Einstein: espaço pode ser globalmente curvo Geometria do espaço tri-dimensional K>0 K<0 K=0 53

54 Vendo o Horizonte Acústico s θ K>0 K=0 K<0 Se Universo é fechado, manchas quentes parecem maiores que o tamanho real Se Universo é chato, manchas quentes parecem do tamanho real Se Universo é aberto, manchas quentes parecem menores que o tamanho real Mapas da Radiação Cósmica de Fundo em Microondas

55 Distribuição de Galáxias do SDSS Veja palestra de Enrique Gaztanaga SDSS Galaxy Distribution

56 Distribuição de galáxias do SDSS SDSS Galaxy Distribution

57 Distribuição de Galáxias do SDSS SDSS Galaxy Distribution

58 Distribuição de Galáxias do SDSS Galáxias Vermelhas Luminosas Distribuição também mostra marcas do horizonte acústico SDSS Galaxy Distribution

59 A aceleração cósmica é devida à Energia Escura ou a uma Gravidade esquisita (talvez dimensões extras)? Se devida à Energia Escura, é a constante cosmológica ou algo mais? Como planejamos descobrir? Testes da História da Expansão Cósmica: Supernovas Lenteamento Gravitacional Fraco Distribuição de Galáxias em Grande Escala Aglomerados de Galáxias

60 Aglomerados de Galáxias Técnicas para Investigar Aglomerados: Concentração de galáxias ópticas Lenteamento Gravitacional Fraco Gás dos aglomerados espalha fótons da Radiação de Fundo Gás quente dos aglomerados brilha em raios-x Veja palestra de Tim McKay 60

61 Lenteamento Gravitacional Fraco Halos de matéria escura Galáxias do fundo Observador Veja palestra de Bhuvnesh Jain 61

62 The Dark Energy Survey Telescópio Blanco de 4-metros no Chile

63 The Dark Energy Survey Telescópio Blanco de 4-metros no Chile

64 The Dark Energy Survey Telescópio Blanco de 4-metros no Chile Câmera do projeto em construcção

65 A Colaboração Dark Energy Survey Fermilab University of Illinois at Urbana-Champaign University of Chicago Lawrence Berkeley National Lab NOAO/CTIO DES Spain Consortium DES United Kingdom Consortium University of Michigan Ohio State University University of Pennsylvania DES Brazil Consortium Argonne National Laboratory UC Santa Cruz/Stanford/SLAC 65