O COMEÇO DO UNIVERSO. O BIG-BANG Parte II

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1 O COMEÇO DO UNIVERSO O BIG-BANG Parte II

2 RESUMO DA HISTÓRIA DO UNIVERSO Era da radiação Época Tempo Densidade Temperatura Característica principal (após o Big- Bang) (kg/m 3 ) (K) Planck s Física desconhecida Gravitação quântica 4 forças unificadas GUT s Separação da força gravitacional 3 forças unificadas Matéria GUT Final da era GUT: separação da força forte da eletrofraca Hadrônica s forças separadas Formação dos léptons, quarks e prótons e nêutrons (por produção de pares ou confinamento de quarks). T grande o suficiente para formar partículas de maior massa. Leptônica s Somente partículas leves (léptons) formam-se por produção de pares. Neutrinos desacoplam.

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4 ERA NUCLEAR t ~15 s depois do Big-bang (T~10 8 K) Matéria no universo consiste em prótons + nêutrons + elétrons, com prótons ~ 5 nêutrons Começam as reações de fusão nuclear: formação do deutério n + p D + Transformação do deutério em elementos + pesados D + D 3 He + n T + p D = 1 próton + 1 nêutron 3 He + n T + p T = 1 próton + 2 nêutrons 3 T + D 4 He + n He = 2 prótons + 1 nêutron 4 He = 2 prótons + 2 nêutrons Mesmo elemento = mesmo número atômico (n o de prótons) Pode ter diferente número de massa (n o de prótons e de nêutrons)

5 t > 1 min T < 10 7 K Formação principalmente de deutério D e Hélio He cadeia de reações: n + p D + D + D 3 He + n T + p 3 He + n T + p T + D 4 He + n reações ocorrem até ~ 4 min Nota: o He formado em estrelas não explica a abundância de He observada atualmente uma quantidade significativa de He foi formado na época radiativa do universo (He primordial).

6 Após ~ 4 min não há energia suficiente para formar núcleos mais pesados O 4 He calculado é ~ 24% da massa dos elementos formados no universo (próximo ao observado), o 76% restante é de H. A maior parte do He formado nas estrelas ainda está no seus interiores. os 25% de He observados no gás interestelar e atmosferas de estrelas foram necessariamente formados no Big-Bang Sucesso do modelo cosmológico padrão (Big-Bang) previsão da nucleossíntese primordial

7 Matéria no universo encontrada em ~ 4 minutos após o Big-Bang: elétrons prótons (deutério) núcleos de He dark matter A radiação (fótons) interage com os elétrons livres T ~ 3000 K e t ~ 500,000 anos Universo transparente aos fótons = fótons não interagem mais com a matéria elétrons começam a se recombinar com os núcleos formando os átomos neutros FIM DA ERA RADIATIVA

8 Até t ~ 500,000 anos e T ~ 3000 K ERA DA RECOMBINAÇÃO Fótons não interagem mais com a matéria Radiação cósmica de fundo observada hoje!

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10 Voltando a RADIAÇÃO CÓSMICA DE FUNDO (RCF) fótons da RCF raios gamma Fotóns visíveis em t~ anos do big-bang desacoplamento RCF também se expande com o universo

11 Flutuações da RCF Mapas da RCF: 1 vermelho = + quente azul = + frio aparência de dipolo: movimento da Galáxia numa dada direção redshift / blueshift da RCF

12 corrigindo... 2 emissão no far-ir pelo gás no plano galáctico correção: assumindo uma certa distribuição de matéria na Galáxia

13 corrigindo... 3 Isotrópica > 1 parte em ~ 10 5 Cosmic Background Explorer (COBE) Resolução = 7 o resultado flutuações na temperatura dos fótons da RCF flutuações na densidade do gás no momento da recombinação

14 WMAP: mais alta resolução: 25 Wilkinson Microwave Anosotropy Probe

15 para criar as nuvens protogalácticas: É necessário crescimento de algumas flutuações de densidade As flutuações da RCF são a ligação entre o BB e a estrutura em larga escala de galáxias no universo e suas distribuições em termos de aglomerados de galáxias e filamentos.

16 universo aberto flutuações menores universo fechado: distorção do espaço magnifica as flutuações

17 Simulação de formação e evolução de estruturas, começando com uma mistura de 4% de matéria bariônica, com 23% de matéria escura fria e 73% de energia escura.

18 1 min após o Big-Bang 1 min após o Big-Bang Matéria escura não interage com matéria normal e radiação, logo o seu agrupamento independe da radiação de fundo. Provavelmente a matéria escura começou a agrupar-se bem antes da era do desacoplamento dos fótons em z~6000 (um pouco antes do universo ser dominado pela matéria).

19 A formação de estruturas no universo depende crucialmente da matéria escura!

20 PROBLEMAS COM O MODELO COSMOLÓGICO PADRÃO

21 O PROBLEMA DO HORIZONTE Medimos hoje uma RCF ~isótropica sua temperatura é ~ constante (T=2.7 K) A RCF medida hoje corresponde a uma radiação vinda de uma distância de 14 Gpc, o que dá um redshift z=1500.

22 o universo é considerado homogêneo e isotrópico em grandes escalas Mas. os dois limites do universo A e B que observamos hoje foi em z=1500. Nesta época o tamanho do horizonte observável era menor. A e B estavam fora do horizonte observável, logo fora de conexão desde o big-bang. Então não há razão para que os dois extremos que não possuiam contato causal entre si sejam parecidos!!

23 O PROBLEMA DA CURVATURA grupos e aglomerados de galáxias (+ matéria escura): M ~ Energia escura = O valor de o é próximo a 1, o que caracteriza um universo de geometria plana

24 Para que hoje em dia tenhamos um valor de O tão próximo a 1, no passado O deve ter sido ( 1 parte em )

25 Ou seja deve-se provar no modelo do Big-Bang que é exatamente 1

26 O MODELO INFLACIONÁRIO DA EXPANSÃO DO UNIVERSO Harvey Guth e modificado por Steinhardt e Linde (1981) aplicação de idéias provenientes dos GUTs Vimos que em t t GUT ~ s há a separação das forças forte e eletrofraca T~ k (de acordo com o modelo padrão) há uma quebra de simetria neste instante

27 Quando há a quebra de simetria no final da era GUT resultando na separação da força forte da eletrofraca (t=10-35 s) há uma mudança significativa na expansão do universo! INFLAÇÃO Quebra de simetria = transição de fase transições de fase ocorrem nos pontos de unificação das forças fundamentais desacoplamento de uma das forças causa uma mudança no universo como um todo.

28 Em t GUT a transição de fase (separação da força forte) leva a um estado meta-estável durante um certo t como o super-resfriamento de um líquido... ESTADO DE VÁCUO FALSO (força repulsiva torna-se muito maior que a atrativa (gravidade) Nesta época o universo aumenta o seu tamanho cerca de vezes!!! expansão ocorre a v > c?! SIM! expansão na geometria (E-T) do universo e não da matéria e radiação! não há violação da TRG Após, o universo continua com a sua expansão normal.

29 Consequências: a) Antes da inflação: pontos A e B em contato b) Imediatamente após a inflação: expansão com velocidade acima da luz, A e B não estão mais em contato nem conosco. Um pequeno pedaço do universo é observável. c) expansão normal até hoje: nosso horizonte se expande mais rápido do que o universo se expande. Voltamos a observar A e B, que são regiões homogêneas pois estiveram em contato antes da inflação.

30 Consequências: Inflação: somente uma partedo BB original está dentro no nosso horizonte nosso universo

31 Resolução do problema do horizonte: nosso universo é um pequeno pedaço isotrópico de um universo maior todo o pedaço sempre esteve em contato causal antes da época da inflação, então têm as mesmas propriedades físicas

32 Após a inflação Universo de bolhas Nosso universo visível é uma bolha de um universo maior Outras bolhas não são fisicamente reais, pois estão fora do nosso horizonte ( bolhas teóricas ) não há comunicação entre elas Toda a região dentro da nossa bolha é homogênea pq sempre esteve em contato na época pré-inflacionária.

33 Resolução do problema da curvatura: inflação = zoom de uma muito pequena seção do universo (deverá ser localmente plano!) Qualquer geometria que o universo tivesse para nós antes da inflação, com o crescimento de vezes o universo observável torna-se plano

34 Quantidade de estruturas em diferentes escalas angulares Linha azul: modelo teórico para um universo plano o=1 73% de dark energy, 27% de matéria.