Matéria escura, Energia escura e as estruturas em grande escala no Universo.

Matéria escura, Energia escura e as estruturas em grande escala no Universo. Conceitos básicos de cosmologia Teorias e experimentos O modelo cosmológico padrão ΛCDM Como se formam as estruturas no Universo? Simulações cosmológicas Teoria Propriedades dos halos de matéria escura Observação Angelo Fausti Neto Depto Astrofísica IF UFRGS Simulação

Revolucões no pensamento científico cosmológico... Aristóteles 300 AC Copérnico 1500 Revolucão copernicana. Heliocentrismo 150 DC 250 AC Aristarco de Ptolomeu Samos Friedman & Lemaitre Universo dinâmico BIG BANG Matéria escura Greate debate 1920 1917 Einstein 1927 1933 Zwick 1924 1929 Hubble Relatividade Geral Distância à Galáxia de Andrômeda Princípio cosmológico Medida da taxa de expansão do Universo (redshift) Universo Estático Constante cosmológica: Λ ΛCDM 200.. Kepler Newton 1600 1700 1964 Penzias & Wilson Medida da radiacão cósmica de fundo 1905 Einstein velocidade da luz é constante! Relatividade do espaco e do tempo E=mc2 1992 COBE 2003,2005 WMAP 1998 Permulter et al SNIA Expansão acelerada do Universo Energia escura

Princípios Físicos da Cosmologia Princípio Copernicano A Terra não ocupa um lugar privilegiado no Cosmos Os corpos na Terra obedecem às mesmas leis Físicas que os corpos Celestes. Princípio da Relatividade Velocidade da luz constante. As leis físicas são as mesmas para observadores em movimento linear uniforme. Consequências: Dilatacão do tempo Relatividade da simultaneidade Inércia e momentum Equivalência entre massa e energia Na Relatividade Geral as leis físicas são as mesmas para todos os observadores (acelerados ou não) e inclui a gravidade. Princípio Cosmológico (Einstein 1917) O Universo é homogêneo e isotrópico em grande escala Comprovacão observacional só na década de 90! x, t = 0 x, t x, t 0 : dinâmica global do Universo é determinada pelo modelo cosmológico. : evolucão das inhomogeneidades no Universo > teoria de perturbacao linear e simulacões numéricas.

Revolucões no pensamento científico cosmológico... Aristóteles 300 AC Copérnico 1500 Revolucão copernicana. Heliocentrismo 150 DC 250 AC Aristarco de Ptolomeu Samos Friedman & Lemaitre Greate debate 1920 1917 Einstein Universo dinâmico BIG BANG Matéria escura 1927 1933 Zwick 1924 1929 Hubble Relatividade Geral Distância à Galáxia de Andrômeda Princípio cosmológico Medida da taxa de expansão do Universo (redshift) Universo Estático Constante cosmológica: Λ ΛCDM 200.. Kepler Newton 1600 1700 1964 Penzias & Wilson Medida da radiacão cósmica de fundo 1905 Einstein velocidade da luz é constante! Relatividade do espaco e do tempo E=mc2 1992 COBE 2003,2005 WMAP 1998 Permulter et al SNIA Expansão acelerada do Universo Energia escura

Relatividade e espaço tempo Espaco tempo de Einstein (espaço tempo plano 4D) Relatividade Geral ( força gravitacional substituída pela geometria) curvatura do E T constante cosmológica espaço e tempo amarrados numa única entidavde. matéria/energia A matéria deforma o espaco tempo A curvatura do espaco tempo determina o movimento da matéria. Universo homogêneo e isotrópico (princípio cosmológico): fator de escala Robertson Walker (1935) é métrica mais geral e preve um universo dinâmico. curvatura global do Universo

O que é um modelo Cosmológico? É um modelo para a dinâmica do Universo, para a origem e evolução das estruturas observadas no Cosmos. Equacões de Einstein da RG + Métrica de Robertson Walker = Equacões de Friedman e Lemaitre: Evolucão de a(t), ρ0(t), p0(t) Deve responder às questões: De que é feito o Universo? ρ0(t), p(t): apenas gás e estrelas? a(t) 0? o Universo está em expansão ou contração? está acelerado? K: qual é a curvatura global do Universo? Como ser formaram as galáxias, aglomerados de galáxias e as estruturas em grande escala que observamos hoje?

Revolucões no pensamento científico cosmológico... Aristóteles 300 AC Copérnico 1500 Revolucão copernicana. Heliocentrismo 150 DC 250 AC Aristarco de Ptolomeu Samos Friedman & Lemaitre Greate debate 1920 1917 Einstein Universo dinâmico BIG BANG 1927 1924 1929 Hubble Relatividade Geral Distância à Galáxia de Andrômeda Princípio cosmológico Medida da taxa de expansão do Universo (redshift) Universo Estático Constante cosmológica: Λ ΛCDM 200.. Kepler Newton 1600 1700 1964 Penzias & Wilson Medida da radiacão cósmica de fundo 1905 Einstein velocidade da luz é constante! Relatividade do espaco e do tempo E=mc2 1992 COBE 2003,2005 WMAP 1998 Permulter et al SNIA Expansão acelerada do Universo Energia escura

Lei de Hubble Redshift (z) unidade de distância! Medida da taxa de expansão do Universo v: redshift z d: distâncias (estrelas cefeidas) H0 é afetado pelo movimento próprio das galáxias Interpretação: a velocidade de afastamento das galáxias se deve à expansão isotrópica e homogênea do espaço! H=H(t)? Consequência: Big Bang x t =a t r Coordenada comóvel a v t = a r = x t H t x t a H0 era conhecido com ~50% de incerteza até 1996, quando o HST mediu H0=70 +/ 10 km/s/ Mpc t0 t1 t2 ** * 1 Mpc 1 Mpc * * * 1 Mpc

Telescópio espacial Hubble Hubble Deep Field (1996) Aproximadamente 3000 galáxias Universo homogêneo em grande escala Medida da constante de Hubble com 10% de incerteza! H0=70+/ 10km/s/Mpc 144

Curva de rotacão de Galáxias espirais Evidência de um halo de matéria escura vc(r) 2 vc disco GM r GM r a c= = v c r = 2 r r r mas... v c r =cte! halo Estrutura de uma galáxia espiral 2 r = U Distribuicão de massa a partir da curva de rotacão!

Evidências observacionais de matéria escura... Zwick 1933 dispersão de velocidade em aglomerados de galáxias Curvas de rotacão de galáxias e lentes gravitacionais concordam em me/ v~102 Elementos leves, (H), (D), 3He, 4 He and 7Li, são produzidos durante a nucleossíntese no Big Bang. A abundância primordial desses elementos preve uma densidade de matéria na forma de gas e estrelas de apenas 4%.

Radiação Cósmica de Fundo Radiação emitida pelo universo quando tinha ~400.000 anos de idade (surgiram os primeiros atomos) Temperatura da radiação 3 K em microondas. 1 Esta radiação vem igualmente de todas as direções e corresponde a 1% do ruido nas telecomunicacões! T/T=10 5 ~ Flutuações de densidade do Universo primordial!

Experimentos que mediram a radiação cósmica de fundo. WMAP T/T=10 5 Universo primordial homogêneo K=0 (Universo é plano)

Descoberta da Expansão acelerada do Universo (1998) Existe uma forma de energia que se opõe a gravitação em escalas de distâncias muito grandes (Gpc) Se o Universo fosse dominado por matéria (estrelas + gás + Matéria escura se esperaria que a gravitação freia se a expansão! Projeto de SNIA medida de distâncias Gpc (bilhoes de AL)

O modelo ΛCDM - Do que é feito o Universo? quem é ρ? Das equações da RG: Radiação Cósmica de fundo Densidade de materia e energia total para um Universo plano (k=0) k=0

Estruturas em grande escala

Origem das estruturas no Universo Como o Universo primordial (quase homogêneo) evolue para o que vemos hoje nas estruturas em grande escala (não homogêneas)? 1992? o 200.000 galaxies 2003 CMB, z=1000, ~ T/T=10 5 Galaxy spatial distribution, z=0, ~1 O padrão que vemos hoje nas estruturas em grande escala é uma versão amplificada das flutuações primordiais do Universo como detectado pela radiação cósmica de fundo. x Resposta: Flutuações de densidade crescem com o tempo pelo colapso gravitacional Regiões inicialmente densas ficam mais densas com o tempo. Regiões inicialmente menos densas ficam menos densas com o tempo. A taxa de crescimento dessas estruturas depende da densidade média de matéria m: quanto mais rápida é a expansão do Universo menor é a taxa de crescimento.

The Millennium Simulation (MPA Germany, ICC England Virgo Consortium) ΛCDM cosmology Box side = 500 Mpc/h N = 10 billion particles m = 8.6 x 108 eps = 5kpc/h starts at z=127 initial conditions from CMB Physical size=26 Mpc/h Redshift z=18.3 (t = 0.21 Gyr)

Physical size=74 Mpc/h Redshift z=5.7 (t = 1 Gyr)

Physical size=210 Mpc/h Redshift z=1.4 (t = 4.7 Gyr)

physical size=500 Mpc/h Redshift z=0 (t = 13.6 Gyr) Observable Universe R~9Gpc/h

Redshift z=18.3 (t = 0.21 Gyr)

Physical size= 1.6 Mpc/h Redshift z=18.3 (t = 0.21 Gyr)

colapse of first objects Physical size=4.6 Mpc/h Redshift z=5.7 (t = 1 Gyr)

Physical size=13.12 Mpc/h Redshift z=1.4 (t = 4.7 Gyr)

at z=0 1.7x106 halos Milky way size halo N~103 particles Physical size=31.25 Mpc/h Redshift z=0 (t = 13.6 Gyr)

Estrutura dos halos de matéria escurna no modelo ΛCDM Perfil de densidade r 1 As Galáxias se formam no interior dos halos de matéria escura. r =200 c rs rs para entender a formação das galáxias r (M200,r200) r 3 log r Objetivo: Estudar estatisticamente propriedades dos halos como: FOF groups, SUBFIND: halo center concentração spin at z=0, sample of ~106 halos época de formação = log

Histórico de formação dos halos resolved clumps Na teoria CDM a formação dos halos é hierárquica eles acumulam massa por sucessivas fusões com halos menores. A Época de formação dos halos pode ser medida através do histórico de formação. O progenitor mais massivo tem metade da massa final do halo. Objetivo: Correlacionar a época de formação com outras propriedades dos halos. mass accretion history of the most massive progenitor M(0)=5x104 M/h John Helly's treeplotter Mass

Fricção Dinâmica em sistemas gravitacionais (Chandrasekhar 1943) v pequeno η Mv v(t), ρ (t),λ (t) v grande η M/v2 Sobredensidade Fd M2 M

Structure of ΛCDM halos c(m) relation Concentration vs. Mass relation at z=0 Low mass objects have higher concentration because they have formed earlier when the universe was denser (NFW 1997) Good statistics for massive halos, model predictions fails concentrations are higher last point bullock et al 2001 Relaxed halos show reduced scatter If we consider all halos the scatter is larger and there is a tail of low concentrations at all masses Can we explain this relation by measuring the halo formation epoch from the simulation?

n ~ 102 tr ~108 anos Dinâmica de Sistemas Estelares Relaxação Evolução dinâmica f(e) mais provável tr= n ââ ncia das colis mica Número de interações durante a relaxação de um aglomerado globular Dinâmica sem colisões â mica n ~ 108 õ es na din N2.n/ t~1012104102~1018 é dio na din Import â ncia do campo m Import n ~ 104 tr ~109 anos N tcross 10ln(N) T(simulação) < t(relaxação) Métodos de aproximação no cálculo da força tr > idade do universo reduzir o número de interações

Cosmology basics =0 Evolution of cosmic mean density t H² t natural scaling for matter density m t = m, 0 1 z ³ 1 a= 1 z m t = m, 0 a t ³ ΛCDM, flat universe Ωk=0 ΩΛ Ωb Ωdm Open questions... a(t=0)=1 (time)