Cosmologia. Gastão B. Lima Neto. Hubble Ultra Deep Field-HST/ACS

Transcrição

1 Cosmologia Gastão B. Lima Neto IAG/USP Hubble Ultra Deep Field-HST/ACS AGA /2006

2 Cosmologia História e estrutura do universo Como se distribui a matéria? Onde estamos? Como isto se relaciona com a origem do Universo?

3 Uma questão antiga Egito Antigo Observatório de Yerkes

4 Uma questão antiga Mitologia Hindu Josh Kirby, Diskworld

5 Uma questão antiga Aristóteles (320 AC) Ptolomeu (160 DC) Aristárco (220 AC) Copérnico (1543)

6 Uma questão antiga universos-ilhas Século XVIII Thomas Wright, Emmanuel Kant

7 Início do Século XX Uma questão antiga??

8 Uma questão atual! Início do Século XXI Campo Ultra Profundo feito com o Telescópio Espacial Hubble

9 Uma questão atual! Início do Século XXI Variação de temperatura na radiação cósmica de fundo obtida com o satélite WMAP

10 Cosmologia Base teórica Principio Cosmológico "Universo é homogêneo e isotrópico" Relatividade geral (Einstein, 1915)

11 Cosmologia Base teórica Relatividade geral (Einstein, 1915)

12 Massa-energia determina a curvatura Ω < 1 Ω = 1 Ω > 1 Ω = Ω M + Ω Λ + (soma de todas as componentes do universo)

13 Cosmologia Base observacional O universo está em expansão (Slipher, Hubble entre 1912 e 1929) Radiação cósmica de fundo com 2,7K (previsto nos anos 1950, observado em 1964) Cerca de 24% dos átomos são de Hélio (década de 1960)

14 História do universo 1 bilhão de anos WMAP Big Bang há 14 bilhões de anos

15 Constante de Hubble H " a a Indica a taxa de expansão do universo. Não é constante! Determinada pela primeira vez por Hubble em Hubble & Humanson, 1931 Lei de Hubble: v = H 0 D Trabalho original de Hubble em 1929

16 Lei de Hubble c z = v z Δλ/λ e v = H 0 D Efeito Doppler desvio para o vermelho ( redshift ): Determinação de distâncias: Relação Periodo-Luminosidade de Cefeidas; Aglomerados de galáxias; Supernovas; Relações de escala em galáxias Tully-Fisher Plano Fundamental Flutuação de brilho superficial comprimento de onda [nm]

17 Lei de Hubble Hubble Key Project (2001) Incerteza de ± 8km/s/Mpc

18 Parâmetros cosmológicos Eq. de Friedmann-Lemaître: Solução da Eq. de Einstein (1915) com a métrica de Robertson-Walker Parâmetros cosmológicos são determinados experimentalmente

19 Determinação dos parâmetros cosmológicos. exemplo: supernovas distantes m = M + 5logD L " 5+ K(z)+ A(z)

20 Composição do universo

21 Composição do universo hoje Radiação (fótons) " crit # 3H 2 8$G %1,9h 2 &10 '29 g/cm 3 % 2,8h 2 &10 11 M sol /Mpc 3

22 Composição do universo Grécia, c. 400 A.C.

23 Composição do universo Grécia, c. 400 A.C. c D.C.

24 Massa-energia determina a evolução

25 Massa-energia determina a evolução

26 Determinação dos parâmetros cosmológicos Constante de Hubble: H 0 Densidade de matéria: Ω M (matéria bariônica: Ω B ) Densidade de energia escura: Ω Λ Geometria do universo Evolução e idade do universo Formação de estruturas (galáxias, aglomerados, ) Distribuição de matéria em grande escala

27 História do universo 1 bilhão de anos WMAP Big Bang há 14 bilhões de anos

28 Logo depois do Big Bang 0, seg (tem 40 zeros depois da vírgula) Universo é MUITO quente e denso

29 Inflação 0, seg (tem 33 zeros depois da vírgula) Universo ainda é MUITO quente e denso, mas o espaço-tempo é liso

30 Inflação Problemas com o modelo cosmológico clássico (pré 1980): Universo plano Ω > 1 se Ω 1: ajuste fino Horizonte 2 pontos separados por mais de ~2 não estão em contato causal. Como a CMB é uniforme em toda esfera celeste? Ausência de defeitos topológicos onde estão os monopolos magnéticos? Condições iniciais para formação de estruturas.

31 Inflação: expansão exponencial Todo o universo visível hoje estava em contato causal. Densidade de defeitos topológicos diminui. Estima-se que há cerca de um monopolo magnético por volume de Hubble. Flutuações quânticas amplificadas pela inflação são as sementes das estruturas observadas hoje. A curvatura aqui é, para todos os efeitos, plana

32 Aniquilação da anti-matéria Sopa de partículas e antipartículas elementares 1 em cada bilhão de partículas sobrevive Léptons Quarks 0, seg (tem 9 zeros depois da vírgula) Universo ainda é MUITO quente e denso

33 Bariogênese Quarks se juntam e formam os nêutrons e prótons Léptons Quarks 0, seg (tem 5 zeros depois da vírgula) Universo ainda é MUITO quente e denso

34 Nucleosíntese primordial Formam-se os elementos leves: hélio, deutério, lítio, berílio entre 1 segundo e 5 minutos T ~ 1 bilhão de graus, densidade ~ água

35 Nucleossíntese primordial Previsão teórica X observação Medidas independentes da abundância de 4 He, Deutério, 3 He, e Lítio concordam entre si (ou quase ) Apenas a nucleossíntese primordial pode produzir ~24% de He.

36 Formação dos átomos neutros O universo se torna transparente Origem da radiação cósmica de fundo, hoje, com 3K Prevista desde os anos 1950; Observada em 1964: Prêmio Nobel para Penzias e Wilson Mapa da temperatura da radiação cósmica de Fundo: é realmente muito homogêneo! anos T ~ 3000 graus, densidade ~ átomos/cm 3

37 Dipolo da Radiação Cósmica de Fundo Subtraindo a temperatura média Movimento da Terra em relação à Radiação Cósmica de Fundo T = 3, Kelvin Dados: Satélite COBE

38 Anisotropia da Radiação Cósmica de Fundo T/T ~ 10-5 ρ/ρ Flutuação de densidade

39 Não há nenhuma fonte de luz Idade das trevas Há apenas a radiação cósmica de fundo, no infra-vermelho idade das trevas entre 400 mil e 400 milhões de anos T ~ 30 graus, densidade ~ 10 átomos/litro

40 Radiação cósmica de fundo corresponde ao estado do universo com ~ anos. Evolução da distribuição de massa no universo nos últimos 13,5 bilhões de anos

41 Formação de grandes estruturas

42 Formação de grandes estruturas

43 Universo no computador

44 Universo no computador

45 Formação das estrelas, galáxias, planetas Universo volta a se iluminar Radiação cósmica de fundo, em micro-ondas (200 GHz) entre 400 milhões de anos até hoje T ~ 2,7 graus, densidade ~ 1 átomos/ 1000 litros

46 Formação das estrelas, galáxias, planetas Quinteto de Stefan, Gemini Campo profundo do Hubble Sol, SOHO NGC6751 Aglomerado de Coma, CFHT

47 Então já conhecemos a origem do universo?

48 Então já conhecemos a origem do universo? Não!

49 Então já conhecemos a origem do universo? Não! O que acontece no Big Bang? Pode haver algo antes do Big Bang? Porque o universo é como ele é? Como se formaram e onde estão as primeiras estrelas? Como se formaram as galáxias? Qual será o destino do universo? O que é matéria escura? O que é energia escura?

50 Antes do Big Bang? Teoria de cordas: Necessita 10 dimensões espaciais. Nosso universo estaria confinado em uma membrana ( brana ). Big Bang seria apenas uma transição. Extremamente expeculativo ainda

51 Fim