O Lado Escuro do Universo

Transcrição

1 Astronomia para Poetas II Casa da Ciência 10 de outubro de 2006 O Lado Escuro do Universo Martín Makler ICRA/CBPF

2 Astronomia para Poetas II Casa da Ciência 10 de outubro de 2006 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 natureza da luz O espectro da luz

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

5 Espectro de Linhas Linhas de absorção devido à presença de gás

6 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!

7 O Desvio para o Vermelho Efeito Doppler Desvio para o azul Desvio para o vermelho λ z : = v/ c λ

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

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

12 A Expansão do Universo -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

13 A Expansão do Universo 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

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

15 Astronomia para Poetas II Casa da Ciência 10 de outubro de 2006 O que se desatou num só momento não cabe no infinito, e é fuga e vento [Instante, Carlos Drummond de Andrade] Uma História do Universo Cabum!! O Universo está em expansão Extremamente denso e quente no passado

16 Retrocedendo no tempo Fase inicial densa e quente Big-Bang Processos físicos: Inflação, Unificações, Hadronização, Aniquilação... Síntese dos elementos Desacoplamento matériaradiação Formação de estruturas Fósseis: Abundância de elementos leves Radiação cósmica de fundo Estrutura em grande escala

17 Recombinação plasma matéria neutra

18 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

19 A Radiação Cósmica de Fundo Fotosfera Vista da nossa Galáxia Esperamos ver: Radiação isotrópica Corpo negro, ( desviado para o vermelho por causa da expansão)

20 Descoberta da Radiação Cósmica de Fundo Arno Penzias e Robert Wilson (Bell) 1965 (acidental) Prêmio Nobel de 1978 Universo primordial altamente homogêneo Espectro de corpo negro

21 O Satélite COBE Experimentos: DIRBE, DMR, FIRAS Lançamento: 1989, resultados: 1992, 1994

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

23 Anisotropias na Radiação Cósmica de Fundo T 0 = Universo primordial altamente homogêneo Dipolo: movimento da nossa galáxia T = v gal = 360 Km/s Flutuações de temperatura: T T 10 5

24 Mapa das anisotropias

25 Principais resultados: Corpo negro: natureza térmica da RCF Anisotropias sementes das estruturas em grandes escalas Espectro: amplitude, gaussianidade, invarância de escala Prêmio Nobel 2006 John C. Mather George F. Smoot

26 Astronomia para Poetas II Casa da Ciência 10 de outubro de 2006 A Radiação Cósmica de Fundo Hoje Sonda WMAP (L2): Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Último release: Março de 2006

27 Espectro de Potência da Radiação Cósmica de Fundo T θ, φ ( ) T θ, φ ( ) Decomposição em harmônicos: medida das flutuações médias em cada escala angular

28 Espectro de Potência Segundo o WMAP3 Curva prevista Modelo da concórdia Apenas 6 parâmetros + polarização

29 Informações preciosas sobre o Universo º 74% restantes: energia escura Matéria escura : º 22% Matéria normal : 4% Matéria e energia escuras O Universo é quase plano!

30 Astronomia para Poetas II Casa da Ciência 10 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] O Lado Escuro do Universo Episódio I

31 O Grupo Local Grupos de Galáxias Tamanhos fora de escala

32 Aglomerados de Galáxias Região qualquer do céu Aglomerado no SDSS

33 Aglomerados de Galáxias Aglomerado de Hydra Aglomerado de Coma

34 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) Matéria escura

35 Gás Quente em Aglomerados Gás intra-aglomerado: T ~ o C fl emissão de raios-x Equilíbrio hidrostático fl temperatura depende da massa Hydra no ótico

36 Aglomerados em raios-x Aglomerado de Hydra Hydra em raios x M gás ~ 20 x MHydra estrelas no ótico Ainda assim matéria escura é 80%

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

38 Lentes Gravitacionais Efeito forte: arcos Efeito fraco: Orientação na direção tangencial das imagens das galáxias Efeito estatístico Matéria escura

39 Comparação entre medidas da matéria escura em aglomerados efeito fraco de lente gravitacional emissão de raios-x dispersão de velocidades z = 0.17 E. S. Cypriano, et al., astro-ph/ Consistentes entre si Matéria escura

40 Evidência direta Aglomerado da bala (1E ) astro-ph/ Reconstrução da massa pelo efeito fraco de lente gravitacional

41 Evidência direta Distribuição do gás astro-ph/ Desvio de 8σ nos centros de massa!

42 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

43 Matéria Escura no Universo Evidências: Curvas de rotação de galáxias Movimentos de galáxias e aglomerados Fluxos de raios-x em aglomerados Lentes gravitacionais... M33 disco estelar gás matéria escura

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

45 Abundância de Elementos Leves Produção de 7 Li, 3 He, D, 4 He Abundâncias de acordo com as observações! Os elementos leves foram criados no universo primordial! Matéria escura não pode ser bariônica

46 Matéria Escura no Universo Evidências: Curvas de rotação de galáxias A matéria escura é a componente - que se aglomera - dominante da densidade de massa do Universo 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)

47 Astronomia para Poetas II Casa da Ciência 10 de outubro de 2006 O Lado Escuro do Universo Episódio II

48 Astronomia para Poetas II Casa da Ciência 10 de outubro de 2006 O Universo Acelerado

49 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 ou energia escura!

50 O Universo Acelerado O Universo está em expansão acelerada. Mas aceleração 4π G + 3 densidade ( ρ 3P) + Λ 3 pressão Constante cosmológica ou energia escura!

51 Energia Escura Evidências: 1998 Science breakthrough of the year

52 Não sabemos o que compõe 95% da densidade de energia do universo! Ignorância Cósmica

53 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]

54 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

55 Medidas da Energia Escura com o DES Realizar medidas complementares e de precisão dos efeitos da energia escura Novos métodos Contagem de aglomerados de galáxias 20,000 aglomerados de grande massa 200,000 grupos e aglomerados Efeito fraco de lentes gravitacionais 300 milhões de galáxias com medida da forma Distribuição espacial de galáxias 300 milhões de galáxias Medida padrão da energia escura Distâncias de supernovas do tipo Ia ~ 2000 supernovas

56 O Instrumento decam

57 Telescópio Blanco Telescópio de 4m no CTIO Tim Abbott, CTIO CTIO opera: SOAR: campo pequeno (Brasil = 33% do tempo) Blanco: grande campo

58 O Instrumento: DECam Espelho Filtros Obturador 3556 mm Leitura das CCDs Hexapod Lentes 1575 mm

59 Dark Energy Survey Câmera de 500 Megapíxeis Campo ~ 2 graus 2 Cobertura ~ 1/10 de todo o céu em três filtros (cores) CCDs do LBNL eficientes no vermelho Desvios para o vermelho fotométricos galáxias/arcmin 2 30% do CTIO em 5 anos (525 noites) 500 TB de dados

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

61 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!

62 Mini-Workshop O Brasil e o Dark Energy Survey 10 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)

63 Considerações Finais A Cosmologia é hoje parte da 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: Melhor instrumento óptico para a cosmologia de sua época O Brasil pode oferecer contribuições importantes ao DES Importante para desenvolver a astrofísica e cosmologia brasileiras Seja bem vindo a acompanhar este fascinante ramo da ciência!

64 Até o próximo episódio!

65 Procura-se Estudante de pós-graduação Recompensa em dinheiro: bolsa CAPES ou CNPq

66 Uma História do Universo