Matéria escura em galáxias e aglomerados de galáxias

Matéria escura em
galáxias e aglomerados
de galáxias
Abílio Mateus Jr.
IAG/USP
IV Workshop Nova Física no Espaço :: Fevereiro/2005
Primeiros indícios
Matéria invisível?
1844 - Bessel: medidas
das posições de Sírius e
Procyon
1862: Clark:
observação de Sírius B
(anã-branca)
Massa invisível
1932 - Oort: estrelas no
disco da Galáxia
Estrelas
contribuem com
cerca de 30 – 50%
da massa
Matéria escura?
MACHOS?
1933 - Zwicky:
aglomerado de Coma
10 a 100 vezes
mais massa do
que a luminosa
Matéria escura?
Gás quente?
1970 - Freeman: curvas
de rotação de galáxias
Movimentos nãoKeplerianos
Matéria escura?
Gás frio?
MOND?
Galáxias: curvas de rotação
Equation here
M
Aglomerados de galáxias

Métodos de determinação de massa
Teorema do virial (supõe equilíbrio!)
 Raios-X (supõe equilíbrio!)
 Lentes gravitacionais
 Fração de bárions

Raios-X
Mulchaey et al. (1993)
ROSAT
Lentes gravitacionais
Abell 2218 (Hubble Space Telescope)
Caráter não-bariônico
da matéria escura
Nucleossíntese primordial
Ωb = 0,040 ± 0,006
(Steigman 2004)
WMAP:
Ωb = 0,044 ± 0,004
Burles et al. (1999)
Formação de estruturas
2dF Galaxy Redshift Survey
Contexto cosmológico
Bárions escuros
Matéria bariônica
Contribuição de matéria luminosa
+
Conteúdo bariônico
(nucleossíntese primordial ou observações CMB)
=
90% dos bárions do Universo
são escuros!
Matéria bariônica
Raffelt (1997)
Matéria bariônica

Quais os possíveis candidatos para essa matéria
escura bariônica?
Massive Astrophysical Compact Halo Objects
(MACHOs)?
 Nuvens moleculares?
 Gás intergaláctico frio?
 Gás morno/quente?

Candidatos


MACHOs: eventos de microlentes ocorrem, mas
não são suficientes para povoar todo o halo
galáctico
Anãs marrons, brancas, são descartadas (Evans
2002)
ΛCDM em galáxias

Problemas encontrados:
Distribuição de matéria centralmente concentrada
 Discos de galáxias menores do que o observado
 Elevado número de galáxias satélites anãs, grande
número de subestruturas que não são observadas


Bárions na forma de um gás frio condensado
poderiam ajudar a resolver estes problemas?
Gás frio em espirais



Matéria escura somente é
necessária além do disco
visível de uma galáxia
Envelope gasoso funciona
como um regulador da
formação estelar
Sequência morfológica:
espirais possuem mais
matéria escura (gás!) que
elípticas
Gás frio e formação de galáxias



Bárions dominam as regiões centrais das
galáxias, mascarando os “cusps” de matéria
escura
Extensos envelopes em torno das galáxias,
menor perda de momento angular por fricção
dinâmica (raios maiores)
Galáxias pequenas mais susceptíveis a
fragmentação e fusões, reduzindo o número de
subestruturas
Combes (2003)
Bárions em aglomerados

O fato de que gás poderia estar altamente
condensado em galáxias também é suportado
pela alta fração bariônica em aglomerados

A maioria dos bárions está no ICM quente

Gás removido diretamente das galáxias (ram
pressure stripping), ou por ventos, enriquece o ICM
Bárions em aglomerados
Em geral, a fração bariônica em
aglomerados é tomada como representativa
do Universo
 Porém...

Douspis (2004)
Bárions em aglomerados
ICM
Estrelas
Gás morno?
Ettori (2003)
Matéria e energia no
Universo
Matéria bariônica

Censo da fração bariônica no Universo
7% em gás quente
 24% no meio intergaláctico “morno” (105 – 107 K)
 38% no meio intergaláctico “frio”
 9% em estrelas et al.,
 e 22% de bárions escuros associados com estruturas
colapsadas

Valageas et al. (2002)
Matéria e energia no Universo
Onde estão
90% dos
bárions
0.001 < Neutrinos < 0.05
0.005 ± 0.002
0.044 ± 0.004
Do que é feita
90% da matéria
não-bariônica do
Universo
0.23 ± 0.04
1.02 ± 0.02
Energia do
vácuo?
Quintessência?
...
0.27 ± 0.04 0.73 ± 0.04
Valor de ΩM
Peebles (2004)