O Lado Escuro do Universo

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1 O Lado Escuro do Universo Martín Makler ICRA/CBPF

2 O Cosmos Dinâmico O Universo em Expansão O universo não é uma idéia minha. A minha idéia do Universo é que é uma idéia minha.

3 A Expansão do Universo Henrietta Leavitt (1912): Vesto Slipher (1917): medida da velocidade de galáxias Edwin Hubble (1923): método para medir grandes distâncias com estrelas cefeidas descobre a natureza extragaláctica das nebulosas espirais (Andrômeda) Hubble (1929): descobre a expansão do universo

4 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!

5 O Desvio para o Vermelho Efeito Doppler Desvio para o azul Desvio para o vermelho Dl 1+ v / c z := = - 1 v / c, para v << c l 1- v / c

6 O desvio para o vermelho Espectro de referência Espectro observado lr-l z= le e l e l r

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

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

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

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

11 O Lado Escuro do Universo Episódio I

12 Grupos de Galáxias O Grupo Local Tamanhos fora de escala

13 Aglomerados de Galáxias Aglomerado de Hydra Aglomerado de Coma

14 A Matéria Escura Dispersão de velocidades em aglomerados (Zwicky 1934) Teorema do Virial a i r é t a M a r u c es 2 EK = - EG 1 2 i 1 1 GM 2 mi vi : 2 2 R 2 2Rv 2 M: G

15 Aglomerados em raios x Aglomerado de Hydra

16 Aglomerado de coma Coma no ótico Coma em raios x a i r é t a M a r u c es Mgás ~ 20 x Mestrelas Ainda assim matéria escura é 80% Gás é distribuido mais suavemente

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

18 Efeito Fraco de Lente Gravitacional Deformação (e magnificação) das imagens das galáxias Orientação na direção tangencial a i r é t a M a r u c es

19 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

20 A Matéria Escura em Galáxias Curvas de rotação de galáxias Estimativa simples: M ( r ) [ V ( r )] G 2 = r r M Halo M Visivel Matéria escura é menos concentrada M33 astro ph/ a i r é t a M a r u c es disco estelar gás matéria escura

21 Aglomerados de Galáxias 3 formas de medir a massa com aglomerados: Movimento das galáxias (virial) Lente gravitacional Emissão de raios x Hydra A no ótico Hydra A em raios x Mgás ~ 20 x Mestrelas Ainda assim matéria escura é 80% Gás é distribuido mais suavemente

22 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

23 A Estrutura em Grande Escala Fazendo um Mapa do Universo

24 Galáxias no HUDF

25 Estrutura em Grande Escala

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

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

28 Fazendo um Mapa do Universo

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

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

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

32 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)

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

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