Das Galáxias à Energia Escura: Fenomenologia do Universo. Martín Makler

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2 Das Galáxias à Energia Escura: Fenomenologia do Universo Martín Makler

3 Das Galáxias à Energia Escura: Fenomenologia do Universo Martín Makler Toda pergunta é um grito para conhecer o mundo, não existem perguntas imbecis Carl Sagan

4 Fenomenologia Universo do Cosmólogo Teórico: Homogêneo e isotrópico Dominado por matéria/energia escura Universo do Astrônomo: Galáxias, gás, estrelas, etc. 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

5 Fenomenologia Universo do Cosmólogo Teórico: Homogêneo e isotrópico Dominado por matéria/energia escura Universo do Astrônomo: Galáxias, gás, estrelas, etc. 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

6 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 Incógnitas e perspectivas

7 Blocos fundamentais: Galáxias

8 Propriedades Básicas das Galáxias Propriedade Espirais Elípticas Irregulares Disco achatado de Sem disco, com es- gás e estrelas, braços trelas distribuídas Sem estrutura. espirais, bojo e halo. em um elipsóide. Forma e estrutura Conteúdo de estrelas Disco: jovens e velhas. Só estrelas Velhas e novas. Halo: só velhas. velhas. Gás e poeira Disco: muito. Pouco ou Muito Halo: pouco. nenhum. Formação estelar Movimento estelar Ainda produzindo Insignificante Grande Gás e estrelas no disco: Órbitas Estrelas e gás órbitas circulares; aleatórias. têm órbitas no bojo: mov. aleatório. irregulares.

9 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

10 Natureza das Galáxias Edwin Hubble (1923): determina a distância da nebulosa de Andrômeda (M31), usando uma estrela cefeida

11 Espectro Eletromagnético Hoje o universo é observado em todos os comprimentos de onda Espectro típico: corpo negro + linhas de absorção e emissão

12 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!

13 O Desvio para o Vermelho Efeito Doppler Desvio para o azul Desvio para o vermelho λ 1 + v/ c z : = = 1 v/ c, para v << c λ 1 v/ c

14 O desvio para o vermelho Espectro de referência Espectro observado z = λr λe λ e λ e λ r

15 O Cosmos Dinâmico O Universo em Expansão

16 A Expansão do Universo Vesto Slipher (1917): desvio para o vermelho de galáxias (13 de 15) Hubble (1929): descobre a expansão do universo

17 A Expansão do Universo I -v v Em relação a B A B C -2v -v v 2v A B C Em relação a A Homogênea e aumenta linearmente com a distância

18 A Expansão do Universo I Homogênea e Isotrópica em Grandes Escalas Não é explosão! Não possui centro! Relação linear: v = H d 0 O Parâmetro de Hubble: H = 100 hkm/ s/ Mpc 0 Dados do Hubble: h = 5

19 O Diagrama de Hubble (Versão Atual) Velocidade (km/s) h = ± astro-ph/ (Astrophys. J. 553, 47 (2001)) Dados do Hubble Distância (Mpc)

20 O Lado Escuro do Universo Episódio I

21 O Grupo Local Grupos de Galáxias Tamanhos fora de escala

22 Aglomerados de Galáxias Aglomerado de Hydra Aglomerado de Coma

23 A Matéria Escura Dispersão de velocidades em aglomerados (Zwicky 1934) Teorema do Virial 2 EK = EG mv i i 2 i 2 2 GM R 2 M 2 2Rv G Matéria escura

24 Aglomerados em raios-x Aglomerado de Hydra

25 Aglomerado de coma Coma no ótico Coma em raios x Matéria escura M gás ~ 20 x M estrelas Ainda assim matéria escura é 80% Gás é distribuido mais suavemente

26 Lentes Gravitacionais deformação da trajetória da luz pelo espaço-tempo curvo Imagens múltiplas

27 Efeito Fraco de Lente Gravitacional Deformação (e magnificação) das imagens das galáxias Orientação na direção tangencial Matéria escura

28 Comparação entre medidas da matéria escura em aglomerados efeito fraco de lente gravitacional emisão de raios-x dispersão de velocidades concordam em ~ 20% (para aglomerados relaxados) z = 0.17 E. S. Cypriano, et al., astro-ph/ Matéria escura é menos concentrada

29 A Matéria Escura em Galáxias Curvas de rotação de galáxias Estimativa simples: M33 Matéria escura astro-ph/ [ V r ] G Mr ( ) ( ) 2 = r r M Halo 3 10M 2 Visivel Matéria escura é menos concentrada disco estelar gás matéria escura

30 Matéria Escura no Universo Evidências: 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 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

31 A Estrutura em Grande Escala Fazendo um Mapa do Universo

32 Galáxias no HUDF

33 Estrutura em Grande Escala

34 Mapa 3D do Universo Lei de Hubble (de Sitter) v H0d Efeito Doppler v= cz = c λ λ 1 0 d H cz na realidade v = v + v exp pec

35 Mapa do Two Degree Field Mais de galáxias Estruturas complexas: Filamentos, paredes e bolhas, contendo 80% da matéria luminosa

36 Fazendo um Mapa do Universo

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

38 Mapa 3D da Estrutura em Grande Escala Cor intínseca (g-r) Relação cor-luminosidade

39 Mapa 3D da Estrutura em Grande Escala Galáxias 0.02<z<0.22 Relação cor-densidade dedos de Deus vermelhos

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

41 As escalas no Universo

42 As escalas no Universo Existem cerca de 60 bilhões de galáxias no Universo!

43 Parte II O Universo Homogêneo I

44 Cosmologia Newtoniana I: A equação de Friedmann Distribuição esfericamente simétrica e uniforme: ( ) = ( ) R t a t r Conservação da energia dr GMm m = dt R Sabendo ρ(a), podemos obter a(t) Exemplo I: Matéria (partículas): ρ a -3 K = 0 K 0 E a t 2/3 Equação de Friedmann 8π G = ρ a a K Einstein - de Sitter

45 Evolução do Universo (Λ = 0) a Nomenclatura: Instante inicial, ou Big-Bang : Extrapolação para a ö 0 k < 0 Fator de escala k = 0 k > 0 agora tempo

46 Densidade de Energia e Fator de Escala Conservação da Energia de = PdV Energia interna Densidade de energia: de = d εv = a dε + ε3a da ( ) ρ = ρ + ε = + ε 0 nmc Conservação da Massa de Repouso dmc d ρ V a dρ ρ a da = ( ) 0 = = 0 da = 0 dρ ( ρ p) a Válida também na relatividade geral!

47 Conservação da Energia Conservação da Energia para Cada Componente: da dρ 3( ) i + ρi + pi = 0 a Exemplo 1: bárions (hoje), matéria escura: p = 0 ρ M a 3 Exemplo 2: radiação: p = ρ/3 4 ρ r a = σt ργ Exemplo 3: vácuo : p = -ρ ρ v = const. 4 T γ a 1

48 Quem Comanda a Expansão? Comportamento dos ingredientes ρ radiação a -4, ρ matéria a -3, ρ x a -3(1+ w x), com w x < -1/2 Equação de Friedmann 2 a 8π G K = ρ i 2 a 3 a ρ Matéria não-relativística Matéria relativística Termo cosmológico Era dominada pela radiação Era dominada pela matéria Era dominada pela curvatura? Era da expansão acelerada (energia escura?) Problema da coincidência a

49 Parâmetros Cosmológicos Equação de Friedmann H 2 2 a 8π G K = = ρi a 3 i a Parâmetros de densidade 2 + Λ 3 Ω = i ρ ρ : i0 crit com ρ crit 2 3H0 K = e Ω k = 2 8π G H0 Parâmetro de Hubble ( ) H a = H 0 Ω ra +Ω Ma +Ω ka +Ω Λ

50 A Geometria do Cosmos

51 A Métrica (Espacial) do Universo Homogêneo Métrica: 2 µ ν ds = gµν dx dx Seção espacial, isotropia: dr = f () r dr + g r r dθ + r sen d ( ) 2 2 ( )( θ φ 2 ) r definido pela área 1 Curvatura constante: f = 1 Kr 1 dr = dr + r dθ + r sen θdφ 2 1 Kr ( )

52 Geometria Ângulos: Analogia 2D: Esférica Hiperbólica Plana

53 Geometria Ângulos: Analogia 2D: Esférica Hiperbólica Plana

54 Geometria Espaço-Temporal do Universo Homogêneo Invariante: 2 2 ds = dt dx ( ) 2 Todas as escalas expandem com a(t): dx = a t dr = a t dr + r dθ + r sen θdφ 2 1 Kr 2 2 ( ) ()( ) () () ds = dt a t dr + r dθ + r sen θdφ 2 1 Kr Métrica de Friedmann (Robertson-Walker)

55 Propagação da Luz e Desvio para o Vermelho Integrando uma geodésica nula na direção radial: t t dt a t () r dr = 2 Kr 0 1 ( ) f r 1 t = t 0 r = 0 δt a t 1 = δt 0 ( ) a( t ) 1 0 t = t 1 r = r 1 Desvio para o vermelho z λ λ λ ( 0 ) ( ) a t 0 1 : = = 1 a t 1 1 () = ( 1+ z) 1 a t

56 Distância de Luminosidade d 2 L : L = F: Energia por unidade de área 4π F por unidade de tempo Área da S 2 centrada na fonte no instante de detecção t 0 : 4πa 2 (t 0 )r 2 1 Variação da energia: hν 1 /hν 0 = (1+z) -1 Diferença de tempo: ( ) ( ) δt / δ t = a t / a t = 1+ z L d = a ( t ) r 1+ z ( ) 2

57 Distância de Luminosidade d = a( t ) r 1+ z L 0 1 ( ) Como ( ) 1 > t0 r1 dt dr = 2 1, para 0 t () = r K = a t ( ) Kr 1 < teremos 1 sin Kr K, para K 0 1 sinh Kr K, para K 0 z dz d ( 1 ) L = + z senk H 1 Ω H 1 Ω H( z )

58 Distância de Luminosidade Expansão em série: 1 1 Hd 0 L z cz q0 z q0 q0 j0 z O z 2 6 ( ) ( ) ( 2 ) 2 ( 3 = ) No caso plano: d L = 1+ = z ( ) 0 z dz H z ( ) ( 1+ z) z dz H 0 0 Ω ( 1+ z ) 4 +Ω ( 1+ z ) 3 +Ω ( 1+ z ) 2 +ΩΛ r M k

59 O Lado Escuro do Universo Episódio II

60 Supernovas do Tipo Ia e Cosmologia Vantagens: Luminosidade Extrema ( L ) ο Podem ser vistas a grandes distâncias

61 Curvas de luz de Supernovas do Tipo Ia

62 Curvas de luz de Supernovas do Tipo Ia Altamente homogêneas Velas padronizáveis

63 Supernovas do Tipo Ia e Cosmologia Vantagens: Luminosidade Extrema ( L ) ο Altamente homogêneas Velas padronizáveis Desvantagens: Eventos raros e aleatórios 1/500 ano/galáxia Duração curta Solução: Busca automatizada SCP, High-z team

64 O Universo Acelerado Diagrama de Hubble para grandes z, com boa precisão O Universo está em expansão acelerada. Mas a a 4π G = + 3 ( ρ 3P) Ω 0.7, Ω 0.3 Λ Energia escura, ou constante cosmológica! m

65 O Universo Acelerado Diagrama de Hubble para grandes distâncias O Universo está em expansão acelerada. Mas aceleração 4π G + 3 densidade ( ρ 3P) + Λ 3 pressão Constante cosmológica!

66 A Idade do Universo Idade x H 0-1 a Fator de escala Evolução do Universo (Λ = 0)

67 A Idade do Universo Aceleração resolve o problema da idade

68 O Universo Acelerado Diagrama de Hubble para grandes z, com boa precisão O Universo está em expansão acelerada

69 O Universo Desacelerando!

70 Energia Escura 2/3 da densidade do universo estão sob a forma de Energia Escura! Evidências: Expansão acelerada de galáxias distantes Idade do Universo Curvatura pequena Análise combinada de diversos observáveis cosmológicos Candidatos (Taxonomia da Energia Escura): Constante cosmológica Campo escalar: Quintessência k-essência, spintessência, meleca... Nova teoria da gravitação

71 Parte III O Universo Homogêneo II: Breve História Térmica do Universo

72 Uma História do Universo Cabum!!

73 Recombinação plasma Ocorre a 0.26eV em vez de 13.6eV! n b n γ η : = matéria neutra

74 Recombinação Quando a temperatura cai abaixo dos 3.000K os elétrons ficam presos aos núcleos O Universo passa a ser trasparente A luz se propaga livremente

75 A Radiação Cósmica de Fundo Fotosfera vista da nossa galáxia Esperamos ver: Corpo negro, com desvio para o vermelho z ~ 1000

76 O Espectro da Radiação Cósmica de Fundo Intensidade [10-4 ergs cm -2 s -1 sr -1 cm] Ω h = γ 2 5 espectro térmico com T = ± K barras de erro de 100σ Comprimento de onda [cm -1 ]

77 Radiação Cósmica de Fundo I Mapa da Radição Cósmica: Contraste: Época do desacoplamento entre matéria e radiação (em torno de anos após o Big-Bang ). T 0 = ± Desvio para o vermelho, z = Universo primordial altamente homogêneo. Dipolo: T = ± mk v gal = 360 Km/s

78 Nucleossíntese: Alquimia no Universo Primordial Produção de 7 Li, 3 He, D, 4 He z ~ 10 4, 3MeV,T ~ K K, 1s a 3min DBB

79 Abundância de Elementos Leves Produção de 7 Li, 3 He, D, 4 He Todos com o mesmo η! D é o melhor bariômetro Ωb 0,04 Independente da matéria escura

80 Assimetria Matéria/Anti-Matéria No universo primordial: equilíbrio entre partículas e anti-partículas (equipartição) T ~ 175 MeV (t ~ 10-5 s DBB ): Plasma de Quarks e Glúons Hadronização Aniquilação Universo dominado por píons Aniquilação produz fótons: n n η = = 6 10 n Assimetria de 1 parte em 10 9! 10

81 Alguns Marcos da História do Universo kt (radiação) Evento 2 x 10-4 ev Hoje 10-3 ev Formação das Galáxias 1 ev Recombinação do H 10 ev Dominação pela matéria 300 kev Formação dos elementos leves (He 4, He 3, D e Li) 0.5 MeV Fim da era leptônica 100 MeV Fim da era hadrônica e início da era leptônica 1000 GeV Transição de fase eletrofraca GeV Bariossíntese? Grande Unificação? GeV Fim da era quântica? Inflação?

82 Relíquias Térmicas Frias e Matéria Escura Γ<< 1 H desacoplamento Ω σ A1 X (independente da massa)

83 Parte IV Sabores do Universo Heterogêneo

84 Espectro de Potência da Radiação Cósmica de Fundo T θ, φ ( ) T θ, φ ( ) TT 1 2 = a lm a Y lm 2 1/2 lm C θ, φ ( ) l

85 Espectro de Potência Segundo WMAP

86 Resultados da análise linear Necessidade de Matéria Escura Matéria bariônica: só pode se aglomerar depois de t dec (~ anos) e para r > λ J CDM se aglomera a partir de t eq (~ anos) Bárions seguem os poços de potencial da matéria escura Amortecimento de Silk diminui amplitude de perturbações nos bárions

87 Como Gerar um Catálogo de Galáxias? Receita: Composição do Universo Parâmetros cosmológicos Dados iniciais: Espectro primordial das flutuações Evolução Linear Espectro Processado Radiação cósmica de fundo Catálogo simulado de galáxias Evolução Não Linear Função de seleção Observar o modelo como se observa o universo

88 Simulações Computacionais Cosmologia newtoniana: 2 φ = 4πG ρδ 2 d x 2 p = a φ 2 + N corpos dτ ρ Coordenadas comóveis (acompanham a expansão média): x = r / a t () As pequenas flutuações iniciais crescem e se agrupam em grandes estruturas. Grand Challenge Cosmology Consortium

89 A Simulação do Milênio

90 Resultados de Simulações Simulações do Hubble Volume. Área similar à do SDSS 10 6 partículas 500 Gb de dados O modelo de matéria escura fria e energia escura reproduz satisfatoriamente a maioria das propriedades do nosso universo

91 Um Pedaço do Futuro no Brasil Dark Energy Survey

92 Dark Energy Survey (DES) Cerro Tololo Câmera de 500 Megapíxels Telescópio de 4m do CTIO Mapear 5000 graus 2 do céu Cosmologia Aglomerados de galáxias Distribuição espacial de galáxias Supernovas do tipo Ia Melhor instrumento óptico para a cosmologia de sua época

93 O Futuro do Universo e o DES Realizar medidas de precisão dos efeitos da energia escura Novos métodos Contagem de aglomerados de galáxias Efeito fraco de lentes gravitacionais Distribuição espacial de galáxias Distâncias de supernovas do tipo Ia σ ( w) 0.05 = ρ w P 100 Tb/ano DESafios Computacionais Busca de supernovas em tempo real Simulações e análise de dados Processamento compartilhado

94 Participação Brasileira no DES Por que o DES? Escala de tempo ideal Histórico de colaboração com Fermilab Instrumento versátil: Participantes: CBPF, ON, IF-UFRJ, INPE, IAG, IF-USP, UESC Outros interesses astrofísica brasileira Projetos Brasileiros: Montagem de um cluster no CBPF + ON (100 Tb/ano)

95 Conclusões A Cosmologia é hoje parte de física e da astronomia Nova física a partir da cosmologia! Nesta última década houve uma revolução na cosmologia com uma avalanche de dados observacionais de alta qualidade Entendemos muita coisa sobre o Universo Há questões fundamentais que não entendemos ainda Muitas novidades no futuro próximo! Dark Energy Survey: Possibilidade do Brasil estar na vanguarda da cosmologia Seja bem vindo a participar deste fascinante ramo da ciência!

96 Obrigado!

97 Parte IV O Universo Perturbado

98 A radiação cósmica de fundo Desacoplamento matériaradiação, z = Universo primordial altamente homogêneo. Resultados obtidos pelo COBE: T T ρ ρ Flutuações lineares

99 Espectro de Potência da Radiação Cósmica de Fundo T θ, φ ( ) T θ, φ ( ) TT 1 2 = a lm a Y lm 2 1/2 lm C θ, φ ( ) l

100 Espectro de Potência Segundo WMAP

101 Resultados da análise linear Necessidade de Matéria Escura Matéria bariônica: só pode se aglomerar depois de t dec (~ anos) e para r > λ J CDM se aglomera a partir de t eq (~ anos) Bárions seguem os poços de potencial da matéria escura Amortecimento de Silk diminui amplitude de perturbações nos bárions

102 Resultados da análise linear Necessidade de Matéria Escura

103 Efeito Sachs-Wolfe Integrado Efeito acumulado dos desvios gravitacionais: δt τ ISW 0 φ = 2 d τ T τ dec τ Evolução linear, EdS: φ = const. Efeito tardio: Correlação entre radiação cósmica de fundo e estrutura em grande escala! Energia escura

104 Estatística: Função de Correlação Contraste de densidade: n( r) n( r) δ ( ) obs r = n r ( ) Função de correlação: ξ r = δ r δ r ( ) ( ) ( ) Sobredensidade de pontos próximo de uma partícula aleatória Espectro de potência: transformada de Fourier δ r 1 ( ) δ r 2 ( )

105 Espectro de Potência: Energia Escura Forma das flutuações primordiais Matéria escura Massa dos neutrinos Quantidade de bárions Max Tegmark,

106 Dados e Teoria Espectro de Potência: Forma das flutuações primordiais Matéria escura Massa dos neutrinos Quantidade de bárions P k Tegmark, et al., ApJ 606, 702 (2004) Exemplo (do SDSS): Ω m = 0.30 ± galáxias do SDSS k

107 Parte V O Universo Muito Perturbado

108 Evolução Não Linear Antes da recombinação: Radiação e matéria acoplados ρ Hoje: 10 ρ Radiação e matéria desacoplados ρ Gal ρ Necessidade de estudar o regime não-linear

109 Resultados de Simulações Simulações do Hubble Volume. Área similar à do SDSS 10 6 partículas 500 Gb de dados O modelo de matéria escura fria e energia escura reproduz satisfatoriamente a maioria das propriedades do nosso universo

110 Parte VI Olhando para o Futuro

111 Futuro: Levantamentos a Partir do Espaço NASA (Beyond Einstein Program)/DOE Sonda dedicada à busca e acompanhamento de SNIa CCD de 0.7 grau 2, 10 9 pixels Espectroscopia de NIR a NUV 2000 SNIa com 0.1 < z < 1.7 por ano Ciência: Supernovas Aglomerados de galáxias Lentes gravitacionais fracas Plano focal

112 Levantamento da Energia Escura Superposição com o SPT SZ survey e com a tira 82 do SDSS (e outros) Projetos atuais SCP Essence Dark Energy Survey (DES): CFHLS SDSS Câmera de 500 Megapíxeis Campo ~ 2 graus 2 Telescópio de 4m do CTIO 4 cores para zs fotométricos Acurácia: δz < 0.02 até z = galáxias/minuto de arco 2 Cobertura 5000 graus 2 Colaboração com o DES PanStarrs LSST SNAP Projetos propostos DES

113 Medidas da Energia Escura com o DES Realizar medidas de precisão dos efeitos da energia escura Novos métodos Contagem de aglomerados de galáxias 20,000 aglomerados até z = 1 com M > 2x10 14 M 200,000 grupos e aglomerados Efeito fraco de lentes gravitacionais 300 milhões de galáxias com medida da forma Distribuição espacial de galáxias σ 300 milhões de galáxias Medida padrão da energia escura Distâncias de supernovas do tipo Ia 2000 supernovas até 0.3 < z < 0.8 Imagens repetidas de 40 graus 2 Curvas de luz precisas σ σ σ ( w) 0.05 ( w) 0.05 ( w) 0.1 ( w) 0.15 w = P ρ

114 Considerações Finais Avanços notáveis na cosmologia observacional e nas simulações Sucessos importantes do modelo padrão Incógnitas e problemas fundamentais em aberto: Pequenas escalas Satélites Halos pontiagudos (cuspy) Buracos negros supermassivos? Grandes escalas Baixos multipolos da radiação cósmica de fundo Anisotropia raios cósmicos? Não sabemos o que compõe 96% da densidade do Universo Novo éter? Nova física a partir da cosmologia! Seja bem vindo a participar deste fascinante ramo da ciência!

115 Outros Mistérios Porquê há mais matéria do que antimatéria? Quais são os fenômenos físicos no universo primordial? De onde vem e o que são os pulsos de raios gama? Como se formam as galáxias? (Quasares, AGN e buracos negros)