Curso de Cosmologia. 2013B Parte I. Aula 5. M a r t í n M a k l e r CBPF. Thursday, September 5, 13

Transcrição

1 Curso de Cosmologia 2013B Parte I Aula 5 M a r t í n M a k l e r CBPF

2 Cosmologia - CBPF 2013 Parte Ic O Universo Homogêneo II: Breve História Térmica do Universo

3 Equação de estado e temperatura Se kt >> mc 2 : relativístico p ρ/3 Se kt << mc 2 : não relativístico p<<ρ

4 Pressão e Densidade Densidade de Energia:

5 Pressão e Densidade Densidade de Energia: função de distribuição ( probabilidade )

6 Pressão e Densidade Densidade de Energia: função de distribuição ( probabilidade ) Energia

7 Pressão e Densidade Densidade de Energia: função de distribuição ( probabilidade ) Energia Equilíbrio

8 Pressão e Densidade Densidade de Energia: função de distribuição ( probabilidade ) Energia Equilíbrio

9 Pressão e Densidade Densidade de Energia: função de distribuição ( probabilidade ) Energia Fermi-Dirac Bose-Einstein Equilíbrio

10 Pressão e Densidade Densidade de Energia: função de distribuição ( probabilidade ) Energia Fermi-Dirac Bose-Einstein Energia Equilíbrio

11 Pressão e Densidade Densidade de Energia: função de distribuição ( probabilidade ) Energia Fermi-Dirac Bose-Einstein Energia Pressão: Equilíbrio

12 Pressão e Densidade Densidade de Energia: função de distribuição ( probabilidade ) Energia Fermi-Dirac Bose-Einstein Energia Pressão: Equilíbrio

13 Densidade de energia e expansão do Universo: partículas com massa ρ 1+ z Observação: Exemplo ao lado para neutrinos

14 Cosmologia - CBPF 2013 Uma História do Universo Cabum!!

15 Cosmologia - CBPF 2013 Uma História do Universo Cabum!! O que se desatou num só momento não cabe no infinito, e é fuga e vento [Instante, Carlos Drummond de Andrade]

16 Recombinação plasma matéria neutra Figura retirada de

17 Recombinação plasma Ocorre a 0.26eV em vez de 13.6eV! matéria neutra Figura retirada de

18 Recombinação plasma Ocorre a 0.26eV em vez de 13.6eV! matéria neutra Figura retirada de

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

20 Recombinação Quando a temperatura cai abaixo dos 3.000K os elétrons ficam presos aos núcleos O Universo passa a ser transparente A luz se propaga livremente Figura retirada de

21 A Radiação Cósmica de Fundo Fotosfera vista da nossa galáxia

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

23 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 ]

24 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 ]

25 Radiação Cósmica de Fundo I Mapa da Radição Cósmica: Contraste: 1x 400x 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: ΔT = ± mk v gal = 360 Km/s

26 Radiação Cósmica de Fundo I Mapa da Radição Cósmica: Contraste: 1x 400x 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: ΔT = ± mk v gal = 360 Km/s

27 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 Figura retirada de

28 Produção de elementos leves Universo dominado pela radiação: H = H(T) taxa de interações = f(t) depende apenas de η = n b /n γ

29 Produção de elementos leves Universo dominado pela radiação: H = H(T) taxa de interações = f(t) depende apenas de η = n b /n γ Figura: Kepler Oliveira, Maria de Fátima Saraiva Astronomia e Astrofísica,

30 Produção de elementos leves Universo dominado pela radiação: H = H(T) taxa de interações = f(t) depende apenas de η = n b /n γ ) Universo dominado pela radiação: Figura: Kepler Oliveira, Maria de Fátima Saraiva Astronomia e Astrofísica,

31 Abundância de Elementos Leves

32 Abundância de Elementos Leves Produção de 7 Li, 3 He, D, 4 He Todos com o mesmo η! D é o melhor bariômetro

33 Abundância de Elementos Leves Produção de 7 Li, 3 He, D, 4 He Todos com o mesmo η! D é o melhor bariômetro

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

35 Assimetria Matéria/Anti-Matéria No universo primordial: equilíbrio entre partículas e anti-partículas (equipartição)

36 Assimetria Matéria/Anti-Matéria No universo primordial: equilíbrio entre partículas e anti-partículas (equipartição) T ~ 175 MeV (t ~ 10-5 s DBB ):

37 Assimetria Matéria/Anti-Matéria No universo primordial: equilíbrio entre partículas e anti-partículas (equipartição) T ~ 175 MeV (t ~ 10-5 s DBB ): Meio quark-glúon Hadronização

38 Assimetria Matéria/Anti-Matéria No universo primordial: equilíbrio entre partículas e anti-partículas (equipartição) T ~ 175 MeV (t ~ 10-5 s DBB ): Meio quark-glúon Hadronização

39 Assimetria Matéria/Anti-Matéria No universo primordial: equilíbrio entre partículas e anti-partículas (equipartição) T ~ 175 MeV (t ~ 10-5 s DBB ): Meio quark-glúon Hadronização Aniquilação Universo dominado por píons

40 Assimetria Matéria/Anti-Matéria No universo primordial: equilíbrio entre partículas e anti-partículas (equipartição) T ~ 175 MeV (t ~ 10-5 s DBB ): Meio quark-glúon Hadronização Aniquilação Universo dominado por píons Aniquilação produz fótons:

41 Assimetria Matéria/Anti-Matéria No universo primordial: equilíbrio entre partículas e anti-partículas (equipartição) T ~ 175 MeV (t ~ 10-5 s DBB ): Meio quark-glúon Hadronização Aniquilação Universo dominado por píons Aniquilação produz fótons:

42 Assimetria Matéria/Anti-Matéria No universo primordial: equilíbrio entre partículas e anti-partículas (equipartição) T ~ 175 MeV (t ~ 10-5 s DBB ): Meio quark-glúon Hadronização Aniquilação Universo dominado por píons Aniquilação produz fótons:

43 Assimetria Matéria/Anti-Matéria No universo primordial: equilíbrio entre partículas e anti-partículas (equipartição) T ~ 175 MeV (t ~ 10-5 s DBB ): Meio quark-glúon Hadronização Aniquilação Universo dominado por píons Aniquilação produz fótons: Assimetria de 1 parte em 10 9!

44 Relíquias Térmicas Frias e Matéria Escura

45 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 (desacoplamento matéria-radiação) 10 ev Dominação pela matéria 300 kev Formação dos elementos leves (He 4, He 3, D e Li) (nucleossíntese) 0.5 MeV Fim da era leptônica (aniquilação e + e - ) 100 MeV Fim da era hadrônica e início da era leptônica (hadronização, aniquilação hádron anti-hádron) 1000 GeV Transição de fase eletrofraca GeV Bariossíntese? Grande Unificação? GeV Fim da era quântica? Inflação?

46 Endireitando a seta do tempo

47 Endireitando a seta do tempo Fase inicial densa e quente Big-Bang

48 Endireitando a seta do tempo Fase inicial densa e quente Big-Bang Processos físicos: Síntese dos elementos Fósseis: Abundância primordial Radiação cósmica de fundo

49 Endireitando a seta do tempo Fase inicial densa e quente Big-Bang Processos físicos: Síntese dos elementos Fósseis: Abundância primordial Radiação cósmica de fundo Formação de estruturas: Estrutura em grande escala

50 Cosmologia - CBPF 2013 Parte Id O Universo perturbado Radiação Cósmica de Fundo e Estrutura em Grande Escala

51 Cosmologia - CBPF 2013 Flutuações na radiação cósmica de fundo Anisotropias

52 Anisotropias na Radiação Cósmica de Fundo T 0 = ± Desvio para o vermelho, z = 1089 Universo primordial altamente homogêneo Dipolo: ΔT = ± mk v gal = 360 Km/s Flutuações de temperatura:

53 Anisotropias na Radiação Cósmica de Fundo T 0 = ± Desvio para o vermelho, z = 1089 Universo primordial altamente homogêneo Dipolo: ΔT = ± mk v gal = 360 Km/s Flutuações de temperatura: Prêmios Nobel: 1978, 2006

54 Espectro de Potência da Radiação Cósmica de Fundo WMAP2008

55 Anisotropias na RCF Anisotropias primárias

56 Anisotropias na RCF Anisotropias primárias Efeito Doppler

57 Anisotropias na RCF Anisotropias primárias Efeito Doppler Flutuação intrínseca de temperatura

58 Anisotropias na RCF Anisotropias primárias Efeito Sachs- Wolfe Efeito Doppler Flutuação intrínseca de temperatura

59 Anisotropias na RCF Anisotropias primárias Efeito Sachs- Wolfe Efeito Doppler Flutuação intrínseca de temperatura Em grandes escalas Sachs-Wolfe plaeau Em pequenas escalas: oscilações acústicas de bárions