COSMOLOGIA II. Daniele Benício

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1 COSMOLOGIA II Daniele Benício

2 Relembrando da aula passada... COSMOLOGIA: É o ramo da Ciência que se dispõe a estudar e propor teorias sobre a origem, estrutura e evolução do Universo

3

4 Evidências do Big Bang Paradoxo de Olbers (1923) Idade Finita do Universo Se o Universo é infinito e existe desde sempre qualquer lugar no céu que olharmos deverá haver uma estrela o céu deveria ser tão brilhante quanto a superfície de uma estrela X o céu de noite é escuro tamanho ou idade do Universo deve ser finito; neste caso a idade é finita; Visualização: _All_Points.gif/300px-Olber%27s_Paradox_-_All_Points.gif

5 Redshift Os espectros de galáxias distantes são deslocados para comprimentos de onda maiores, ou seja, os comprimentos de onda são esticados pela expansão do Universo.

6 Lei de Hubble Hubble observou a expansão do Universo e criou uma lei que nos fornecesse a distância de uma galáxia; Radiação Cósmica de Fundo Prova de que ocorreu a recombinação dos átomos (núcleos de átomos se unindo com elétrons);

7 Matéria escura

8 Matéria Escura A matéria escura não emite luz e não pode ser detectada por telescópios - é uma matéria invisível misteriosa que só pode ser detectada de modo indireto pela força gravitacional que exerce. Especialistas sugerem que ela é formada por partículas massivas que interagem fracamente (WIMPs) - que praticamente nunca interagem com partículas normais de matéria. Acredita-se que essa substância constitui mais de 80% de toda a matéria do universo.

9 Evidências da matéria escura Dinâmica de estrelas da Via Láctea As estrelas da Via Láctea, (por exemplo, o Sol) se movimentam em órbitas circulares em torno do centro Galáctico. A velocidade de rotação de uma estrela depende da massa da Via Láctea contida no espaço no interior da sua órbita. As velocidades medidas indicam que tem mais massa na Via Láctea, do que aquela devida aos componentes observados.

10 Evidências da matéria escura Dinâmica de estrelas da Via Láctea O mesmo se observa em outras galáxias discos como a galáxia de Andrômeda. O movimento inesperadamente rápido das estrelas é observado também em galáxias de outros tipos (elípticas, irregulares). Todas as galáxias tem mais massa do que a massa observada.

11 Evidências da matéria escura Massas de aglomerados de galáxias Dinâmica das galáxias As galáxias em um aglomerado se movimentam também, com velocidades que podem ser medidas através dos seus espectros, pelo efeito Doppler. A dispersão de velocidades depende da massa do aglomerado, que pode, então, ser calculada usando o teorema de virial. Massas de a M, onde M = kg = massa solar

12 Evidências da matéria escura Radiação do gás inter-aglomerado Os aglomerados contêm gás, de massa maior do que as galáxias, que irradia em raios X devido à sua temperatura. A pressão deste gás está em equilíbrio com a gravitação do aglomerado. Medindo a radiação em raios X, pode se calcular a temperatura e a pressão do gás inter-aglomerado, e a massa do aglomerado. Massas de a M

13 Evidências da matéria escura Efeito de Lentes gravitacionais Massas altas, como aglomerados de galáxias, desviam a luz, e distorcem a imagem de objetos atrás da massa, como galáxias mais distantes. Medindo a distorção das imagens destas galáxias de fundo, pode se determinar a massa do objeto na frente (o aglomerado). Massas de a M

14 Os métodos concordam Massas de aglomerados: a M

15 Porém A soma das massas das estrelas nas galáxias é ~50 vezes menor. Somando-se ainda o gás inter-aglomerado é 5 a 6 vezes menor. Assim aglomerados contêm massa além da matéria conhecida (bariônica). Evidência para a matéria escura!!

16 Outra evidência de Matéria Escura As sobredensidades na Radiação Cósmica de Fundo refletem as sobredensidades na matéria bariônica (matéria visível) na época da recombinação. Pode-se calcular pela Lei da Gravidade, pela Taxa de Expansão do Universo, que estas sobredensidades eram pequenas demais para terem formado as estruturas que se vê hoje (galáxias, aglomerados). Assim, deve ter tido mais matéria que aquela visível na Radiação Cósmica.

17 Do que consiste matéria escura? Algo que quase não interage com materia comum (só pela gravitação). Senão já teria sido vista.

18 Duas Possibilidades Matéria Escura Quente (Hot Dark Matter): Partículas de muito baixa massa e com altas velocidades. Matéria Escura Fria (Cold Dark Matter ): Partículas ou até objetos com massa mais alta e velocidades baixas, como WIMPs ( Weakly Interacting Massive Particles, partículas massivas interagindo fracamente), ou outras partículas hipotéticas.

19 Como distinguir? As partículas do Hot Dark Matter tem velocidades tão altas, que elas escapam das concentrações de massa (galáxias, aglomerados, etc.) - Elas não participam na formação destas estruturas. As partículas do Cold Dark Matter ficam ligadas as estruturas pela gravitação. - Elas participam da formação das estruturas. A formação das estruturas se dá de forma diferente nas duas hipóteses.

20 Simulações Com Matéria Escura Distribuição Com Matéria Escura Quente Observada Fria

21 Simulação com matéria escura Dark Matter Millenium Simulation Reproduz parfeitamente a distribuição observada. Comparação com uma amostra de redshifts A Matéria Escura é Fria (CDM)!!

22 E que tipo de Matéria Escura Fria? - WIMPs (chorão) ou - MACHOs ( Massive Compact Halo Objects, objetos do halo massivos e compactos, machões): anãs marrons estrelas comuns, mas de baixa luminosidade anãs brancas estrelas de néutrons buracos negros

23 Como detectar os MACHOs? Detecta-se pelo efeito lente (consequência da relatividade geral) Quando um MACHO passa na frente de uma estrela de fundo, a luz da estrela é focada na Terra parecendo mais brilhante por algumas horas do dia. A partir da curva de luz da estrela é possível determinar a massa do MACHO.

24 O Projeto MACHO Observaram 12 milhões de estrelas na Grande Nuvem de Magalhães de 1992 a 1998 com um telescópio no observatório Mt. Stromlo na Australia. Detectaram o que seria uma estimativa do número total de MACHOs na Via Láctea. Determinando as massas destes MACHOs, consegue-se estimar a massa total de MACHOs em nossa Galáxia.

25 Vários MACHOs foram detectados, mas de longe não em número suficiente para explicar a Matéria Escura na Via Láctea. Sendo assim

26 A Matéria Escura consiste na maioria de WIMPs. Os chorões derrotaram os machões!

27 Vídeos: Matéria Escura Parte 1: Parte 2: Parte 3: Parte 4: Parte 5:

28 Energia Escura Forma hipotética de energia que estaria por todo espaço e tende a acelerar a expansão do Universo.

29 Evidências Energia Escura Luminosidades de Supernovas Ia Supernovas (SN) são explosões de estrelas no final das suas vidas. As supernovas Ia estas explosões sempre ocorrem com a mesma luminosidade (velas padrão). A luminosidade aparente (o brilho do objeto no céu) diminui com o quadrado da distância. É possível determinar a distância de uma SN Ia e, consequentemente, a distância da galáxia em que ocorre.

30 Evidências Energia Escura Luminosidades de Supernovas Ia Em 1998, astrônomos descobriram que no passado distante, as distâncias das SN Ia são maiores do que previsto pela Lei de Hubble, que se baseia numa taxa constante de expansão do Universo. A expansão era mais lenta e é acelerada. Evidência pra energia escura.

31 Abundância de elementos primordiais No espaço inter-galáctico, há nuvens de gás que pouco mudaram desde a sua formação. Nestas nuvens, e no resto do Universo, 25 % (ou mais) dos átomos são de hélio, que só podem ter sido formados na época da núcleossíntese quando densidade e temperatura do Universo eram altas o suficiente para tanto. Além de hélio, foram formados montantes microscópicos de deutério, hélio-3, lítio e berílio. Os outros 75 % dos átomos são de hidrogênio.

32 Abundância de elementos primordiais Através do montante de hélio na composição primordial, é possível calcular: - Duração da época da núcleossíntese, ~5 min - Temperatura e densidade da matéria comum no final destes 5 min. Os montantes de deutério, hélio-3 e lítio permitem cálculos mais sofisticadas das condições nas primeiros 5 min do Universo. Como prova da nucleossíntese primoridial, concluiu-se que 4 % da densidade crítica é bariônica, em concordância com os resultados da radiação de fundo.

33 Origem dos elementos Cerca de ~98 % dos átomos do Universo atual foram formados na época da núcleossintese Composição química primordial: H (~75 %) He (~25 %) D (0.01 %) Li (< 0.01 %) Os outros 2%, ou seja todos os outros 105 elementos estáveis foram formados mais tarde por fusão nuclear em Estrelas. (Aula de Estrelas)

34 O Futuro do Universo

35 Se o modelo ΛCDM for certo as galáxias se afastarão cada vez mais rapidamente uma da outra, até não haver mais contato entre elas. Tudo dentro das galáxias resfriará e acabará em objetos mortos (Buracos Negros, Anãs Brancas, Anãs Marrons). Há teorias que afirmam que, num futuro mais distante ainda, tudo se desintegra.

36 Outros Modelos Cosmológicos Universidade Federal do ABC

37 Estado Estacionário e Estado Quasi-Estacionário MOND ("Modification of Newtonian Dynamics" ou "Modificação da Dinâmica Newtoniana") Luz cansada Cosmologia do plasma Multiversos Teoria das cordas Universo cíclico Mas - ou não são compatíveis com as observações. - ou são mais complicados e menos plausíveis do que ΛCDM.

38 Possibilidades de observações futuras Como cerca de 96% do Universo ainda não foram identificados, estão sendo feitas, ou serão feitos mais experimentos/observações cosmológicos: - Com maior precisão; - Gerar e detectar as partículas exóticas da matéria escura em aceleradores de partículas. - Elaboração de detectores para a detecção direta da matéria escura. - Detectores de ondas gravitacionais (emitidas na época da inflação).

39 OBRIGADA!!! Próxima aula: Cosmologia III

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