O QUE SÃO O BIG-BANG, A ENERGIA E A MATÉRIA ESCURAS? NELSON PINTO NETO ICRA-CBPF COSMOLOGIA • Descrição da totalidade do mundo físico pelo método científico. - Objeto de estudo é tudo que existe, incluindo observadores. - É único: não temos outras amostras para manipular: PROBLEMAS COM A MECÂNICA QUÂNTICA! - O único ponto de vista é do observador na Terra através de ondas eletromagnéticas - ondas gravitacionais: outra janela. Espectro Eletromagnético • Hoje o universo é observado em todos os comprimentos de onda. Aglomerados de Galáxias Hydra A no ótico Hydra A em raios x Mgás ~ 20 x Mestrelas Gás é distribuido mais suavemente DISTÂNCIAS DAS GALÁXIAS Distâncias muito grandes: medidas em ano-luz Velocidade da luz: 300.000 km/s A luz dá 8 voltas ao mundo em 1 segundo! Um ano-luz: distância percorrida pela luz em 1 ano: 9.460.800.000.000 km! 1 parsec: distância para a qual paralaxe vale 1 segundo de arco ~ 3 anos-luz. PARALAXE Natureza das Galáxias • Henrietta Leavitt (1912): relação entre período de estrelas variáveis cefeidas e sua luminosidade intrínseca • Edwin Hubble (1923): determina a distância da “nebulosa” de Andrômeda (M31), usando uma estrela cefeida O Desvio para o Vermelho • Efeito Doppler Desvio para o azul Desvio para o vermelho A Expansão do Universo • Vesto Slipher (1917): desvio para o vermelho de galáxias (13 de 15) • Hubble (1929): descobre a expansão do universo O Diagrama de Hubble (Versão Atual) Velocidade (km/s) h 0.72 0.08 Dados do Hubble Distância (Mpc) A RELATIVIDADE GERAL DE EINSTEIN A gravidade atua em tudo! Todas as partículas caem da mesma forma! Os corpos livres também seguem todos a mesma trajetória. Gravitação não é uma força! Uma grande massa curva o espaço-tempo! ESPAÇO CURVO DE UMA ESTRELA Geometria Cosmológica Ângulos: Analogia 2D: Esférica Hiperbólica Plana A EXPANSÃO DO UNIVERSO A Expansão do Universo I Não é explosão! Não possui centro! Relação linear: v H 0d O Parâmetro de Hubble: H0 = 24 km/s /milhão de anos-luz Há quanto tempo começou a expansão? T = 1/H0 = 14 bilhões de anos Evolução do Universo Nomenclatura: “Big-Bang”: d Extrapolação para d 0 sela ρ<ρC ρC Fator de escala plano esfera ρ>ρC agora tempo Breve História Térmica do Universo A MATÉRIA-ENERGIA CONHECIDA DO UNIVERSO AS FORÇAS DA NATUREZA Recombinação plasma matéria neutra Recombinação • Quando a temperatura cai abaixo dos 3.000C os elétrons ficam presos aos núcleos O Universo passa a ser trasparente A luz se propaga livremente: 380.000 anos! A Radiação Cósmica de Fundo Região a partir da qual nada podemos ver Temperatura hoje T = - 270 C Intensidade [10-4 ergs cm-2 s-1 sr-1 cm] O Espectro da Radiação Cósmica de Fundo espectro térmico com T = 2.725 ± 0.002 K dados com erros x 100 Freqüência [cm-1] Nucleossíntese: Alquimia no Universo Primordial Produção de 7Li, 3He, D, 4He T ~ 1010 C - 109 C, 1s a 3min “DBB” Abundância de Elementos Leves Produção de 7Li, 3He, D, 4He Todos com o mesmo hηB/ηF! D é o melhor “bariômetro” ρB / ρC =0,04 Alguns Marcos da História do Universo T (radiação) -270 C, 13,7 109 anos -263 C, 109 anos 104 C, 400.000 anos 105 C, 40.000 anos 107 C, 1 a 200 s 1012 C, 10 –3 s 1028 C, 10 –34 s 1032 C, 10 –43 s Evento Hoje Formação das Galáxias Recombinação do H, radiação de fundo Dominação pela matéria Formação dos elementos leves (He4, He3, D e Li) Formação dos prótons e nêutrons. Grande Unificação? Cosmologia quântica? Evolução do Universo Nomenclatura: “Big-Bang”: d Extrapolação para d 0 sela Fator de escala plano esfera agora tempo Outubro de 2008 Dezembro de 2008 Diferenças de Temperatura na Radiação Cósmica de Fundo T2 2 , 2 T1 1 , 1 T 5 10 T A OBSERVAÇÃO DESTAS DIFERENÇAS PERMITE SABER COMO ERA O UNIVERSO A 14 BILHÕES DE ANOS! Prêmio Nobel 2006 John Matter e George Smoot Espectro de Potência Segundo WMAP ρ=ρC Satélite Planck: 2011 Composição do Universo Blocos fundamentais: Galáxias Galáxias no UHDF Mapa 3D do Universo Lei de Hubble v H 0d Mapa do Two Degree Field Mais de 220.000 galáxias Estruturas complexas: Filamentos, paredes e bolhas, contendo 80% da matéria luminosa As escalas no Universo Existem cerca de 60 bilhões de galáxias no Universo! 60.000.000.000 Velocidades de rotação das estrelas em torno dos centros das galáxias. M ( r ) V ( r ) G 2 r r 2 Perto do centro: ρ = const M(r) r3 V(r) r Na periferia: ρ = 0 M(r) = const. V(r) 1/r1/2 A Matéria Escura Curvas de rotação de galáxias Estimativa simples: M ( r ) V ( r ) G 2 r r 2 M Halo 3 10MVisivel Matéria escura é menos concentrada Matéria Escura no Universo Evidências: • • • • Curvas de rotação de galáxias Movimentos de galáxias e aglomerados Lentes gravitacionais Anisotropias da CMBR... Há ~10x mais matéria escura que matéria usual! Interage muito fracamente (não dissipa nem emite luz), fria. Não pode ser bariônica (gás, planetas, BN): nucleossíntese. Axions, WIMPS (partículas supersimétricas?) Energia provável da ordem do Tev: LHC. A matéria escura é a componente - que se aglomera dominante na densidade de massa do Universo MATÉRIA ESCURA Supernovas do Tipo Ia e Cosmologia Vantagens: • Luminosidade Extrema (109 - 1010 Lo) • Altamente homogêneas Vela padrão Desvantagens: • Eventos raros e aleatórios • Duração curta Solução: • Busca automatizada • (SCP, High-z team) O Universo Acelerado Diagrama para grandes distâncias com boa precisão Þ O Universo está em expansão acelerada. Þ Mas Gravidade é atrativa! Energia escura: gravidade repulsiva! Energia Escura 2/3 da densidade do universo estão sob a forma de Energia Escura! Evidências: • • • • Expansão acelerada de galáxias distantes Idade do Universo Espaço quase plano Análise combinada de diversos observáveis cosmológicos Candidatos (Taxonomia da Energia Escura): – Constante cosmológica: energia do vazio quântico Problema : ρTQC = 1062 ρOBS – Força (campo) extra: • Quintessência, phantom. Nova teoria da gravitação! DARK ENERGY SURVEY: possibilidade de distinguir sobre estas possibilidades. COMPOSIÇÃO DO COSMOS Questões Cosmológicas 1) O que é o Big-Bang? Se entendido como uma fase quente primordial, quase um fato. Se entendido como o início de tudo: UM MITO. Nenhuma evidência observacional indica que o Universo teve um começo! Possibilidade concreta de o Universo não ter tido um começo. Isto poderá ser decidido pela observação das pequenas diferenças de temperatura da radiação de fundo. 2) O que é a matéria escura? WIMPS, pode ser encontrada no LHC. Determina as estruturas do Universo. 3) O que é a energia escura? Energia do vácuo, novo campo, campo fantasma. Pode ser determinado no DES. Determina o futuro do Universo: terá este um fim? Não (supernovas) se energia escura for a energia do vazio quântico. Não conhecemos 97% dos constituintes do Universo! • Sucessos importantes da Cosmologia científica: previsão da expansão do Universo, da radiação de fundo cósmica e suas pequenas anisotropias, da abundância dos elementos leves. Pode-se explicar inúmeras observações com uma teoria simples. • Avanços notáveis na cosmologia observacional: talvez seja possível testar idéias sobre como era o Universo há muito tempo atrás. • Entretanto, apenas 4% da matéria do Universo é conhecida. Serão as teorias que estamos usando realmente válidas? Estes mistérios da Cosmologia podem revelar novos conhecimentos sobre a Natureza! Assimetria Matéria/Anti-Matéria • No universo primordial: equilíbrio entre partículas e anti-partículas (equipartição) • Aniquilação produz fótons: nn 10 h 6 10 n Assimetria de 1 parte em 109! A Expansão do Universo I -v v A -2v B Em relação a B C -v v A B 2v C Em relação a A Homogênea e aumenta linearmente com a distância BURACOS NEGROS UM POSSÍVEL BURACO NEGRO BURACOS DE MINHOCA