Cosmologia Escola UFMT

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Das Galáxias à Energia Escura: Fenomenologia do Universo

Martín Makler

Das Galáxias à Energia Escura: Fenomenologia do Universo

Martín Makler

“Toda pergunta é um grito para conhecer o mundo, não existem perguntas imbecis” Carl Sagan

Fenomenologia

Ponte entreteoriae observação

Análise estatística

Modelagem, incluindo todos os processos físicos ( simulações, aproximações )

Observáveis: onde posso esperar detectar um dado fenômeno?

Área interdisciplinar

Universo do Cosmólogo Teórico:

Homogêneo e isotrópico Dominado por matéria/energia escura

Universo do Astrônomo: Galáxias, gás, estrelas, etc.

Fenomenologia

Universo do Cosmólogo Teórico:

Homogêneo e isotrópico Dominado por matéria/energia escura

Universo do Astrônomo: Galáxias, gás, estrelas, etc.

Ponte entreteoriae observação

Análise estatística

Modelagem, incluindo todos os processos físicos ( simulações, aproximações )

Observáveis: onde posso esperar detectar um dado fenômeno?

Área interdisciplinar

Programação

Parte I: Um Passeio pelo Universo

Parte I: O Universo Homogêneo

Parte I: História Térmica

Parte IV: O Universo Perturbado

Parte V: O Universo Muito Perturbado Incógnitas e perspectivas

Blocos fundamentais: Galáxias Blocos fundamentais: Galáxias

PropriedadeEspirais Elípticas Irregulares

Propriedades Básicas das Galáxias

Disco achatado deSem disco, com es-
estrutura gás e estrelas, braçostrelas distribuídas Sem estrutura.
espirais, bojo e haloem um elipsóide.
Conteúdo deDisco: jovens e velhasSó estrelas Velhas e novas.
estrelas Halo: só velhasvelhas.
Gás e poeiraDisco: muitoPouco ou Muito
Halo: pouconenhum.
Formação Ainda produzindoInsignificante Grande

Forma e estelar

Gás e estrelas no disco:Órbitas Estrelas e gás
estelarórbitas circulares;aleatórias. têm órbitas

Movimento no bojo: mov. aleatório. irregulares.

Natureza das Galáxias

GalileoGalilei(1610): a Via Láctea é formada por estrelas

WilhelmHerschel(1785): habitamos uma nebulosa e as outras são externas

William Parsons(1845): “nebulosas espirais”

HenriettaLeavitt(1912): relação entre período de estrelas variáveis cefeidase sua luminosidade intrínseca

Natureza das Galáxias

Edwin Hubble (1923): determina a distância da “nebulosa” de Andrômeda (M31), usando uma estrela cefeida

Espectro Eletromagnético

Hojeo universoé observadoemtodososcomprimentosde onda

Espectrotípico: corponegro + linhasde absorçãoe emissão

Espectro de Linhas

Linhas de absorção devido à presença de gás

•Cada elemento químico possui linhas características •Instrumento central em Astronomia

Composição química

e • Velocidade!

O Desvioparao Vermelho Efeito Doppler vc z vcv c

Desvio para o azul

Desvio para o vermelho

O desvio para o vermelho e λ

Espectro “de referência”

Espectro observado r λ

O Cosmos Dinâmico O Universo emExpansão

A Expansãodo Universo

VestoSlipher(1917): desvio para o vermelho de galáxias (13 de 15)

Hubble (1929): descobrea expansãodo universo

A Expansão do Universo I

-v v

Emrelaçãoa B

AB C

2v -2v

AB C

v -v

Emrelaçãoa A Homogêneae aumentalinearmentecom a distância

A Expansão do Universo I

Homogênea e Isotrópica em Grandes Escalas Nãoé explosão! Nãopossuicentro! vH d= Relação linear:

O Parâmetrode Hubble:

Dados do Hubble: h = 5

O Diagramade Hubble (VersãoAtual)

Distância ( Mpc)

Dados do Hubble

O Lado Escuro do Universo Episódio I

Gruposde Galáxias O GrupoLocal

Tamanhos fora de escala

Aglomerados de Galáxias Aglomeradode HydraAglomeradode Coma

A Matéria Escura

Dispersão de velocidades em aglomerados ( Z wicky 1934)

Teorema do Virial

GM mv t é i a s c u r a

Aglomerados e mraios-x Aglomeradode Hydra

Aglomeradode coma

Coma no ótico Coma emraiosx

Mgás ~ 20 x M estrel as

Ainda assim matéria escura é 80%

Gás é distribuido mais suavemente t é i a s c u r a

Lentes Gravitacionais

“deformação” da trajetória da luz pelo espaço-tempo curvo

Imagens múltiplas

Efeito Fraco de Lente Gravitacional

Deformação(e magnificação) das imagens das galáxias

Orientação na direção tangencial t é i a s c u r a

Comparação entre medidas da matéria escura em aglomerados z= 0.17

• efeito fraco de lente gravitacional

•emisãode raios-x

•dispersãode velocidades

⇒concordamem~ 20% (para aglomerados relaxados)

Matériaescuraé menos concentrada

E. S. Cypriano, et al., astro-ph/0504036

astro-ph/9909252 M33 matéri a escura disco estelar gás

A Matéria Escura em Galáxias Curvas de rotação de galáxias

Mr r Vr

Estimativa simples:

Halo Visivel M ≈−

Matériaescuraé menos concentrada t é i a s c u r a

Matéria Escura no Universo

Evidências:

Curvas de rotação de galáxias Movimentos de galáxias e aglomerados (virial e grande escala)

Fluxos de raios-X em aglomerados

Lentes gravitacionais Efeito Sunyaev-Zel’dovich

Há ~5x mais matéria escuraque matéria usual!

Não Bariônica: Não interage com a matéria bariônica (não dissipa nem emite luz)

Onde está a matéria “ordinária”?

Matéria visível (estrelas): 10% A maior parte da matéria bariônicaé “escura” (gás, planetas, BN)

A matéria escura é a componente -que se aglomera - dominante da densidade de massa do Universo

A Estrutura em Grande Escala Fazendo um “Mapa” do Universo

Galáxias no HUDF Galáxias no HUDF

Estrutura e m Grande Escala Estrutura e m Grande Escala

Mapa 3D do Universo

Lei de Hubble(de Sitter) 0 vc z c λλ= =∆ Efeito Doppler dH cz−

≈ exp pec na realidade v = v +

Mapa do Two Degree Field

Estruturas complexas:

Filamentos, paredes e bolhas, contendo 80% da matéria luminosa

Mais de 220.0 galáxias

Fazendo um Mapa do Universo Fazendo um Mapa do Universo

Imagens das galáxias (2D) öPosição incluindo a distância (3D) Imagens das galáxias (2D) öPosição incluindo a distância (3D)

Mapa3D daEstruturaemGrande Escala

Cor intínseca (g-r)

Relação cor-luminosidade

Mapa3D daEstruturaemGrande Escala

145.0 Galáxias

0.02<z<0.2

Relação cor-densidade

“dedosde Deus” vermelhos

O SloanDigital SkySurvey

Dados tornados públicos em 2005 (DR4):

Cobertura angular de ~16% do céu

Fotometria de 180 milhões de galáxias, quasarese estrelas

Espectro (desvio para o vermelho) de 565.715 galáxias, 76.483 quasarese 153.087 estrelas

12 TB de dados A fotometria já foi completada (9100 graus quadrados)

As escalas no Universo As escalas no Universo

As escalas no Universo

Existem cerca de 60 bilhões de galáxias no Universo! 60.0.0.0

Parte I O Universo Homogêneo I

Cosmologia Newtoniana I: A equaçãode Friedmann

Distribuição esfericamente simétrica e uniforme:

“Conservação da energia”

Sabendo ρ(a) , podemos obter a(t)

ExemploI: Matéria(partículas): ρ∝a -3

12 dR GMm dt R

Equaçãode Friedmann

Einstein -de Sitter

Evolução do Universo (Λ = 0)

Fator de escala k< 0 k= 0 k> 0 tempoagora

Nomenclatura: “Instante inic ial”, ou “Big-Bang”:

Extrapolação para a ö0 a

Densidadede Energiae Fatorde Escala

Conservação da Energia dE PdV=−

32 3dE d V ad adaεε ε== +

Energia interna

Conservação da Massa de Repouso

30 da

Válida também na relatividade geral!

Conservação da Energia

Conservação da Energia para Cada Componente:

i i da dp

Exemplo1: bárions(hoje), matériaescura: p = 0

Exemplo2: radiação: p = ρ/3

Exemplo3: “vácuo”: p = -ρ

Quem“Comanda” a Expansão?

¾ Era dominada pela radiação ¾ Era dominada pela matéria

¾ Era dominada pela curvatura?

¾ Era da expansão acelerada (energia escura?)

Comportamento dos ingredientes

, ρx ∝a

, com wx < -1/2

Matéria não-relativística Matéria relativística

Termo cosmológico 2

Equaçãode Friedmann

Problema da coincidência

Parâmetros Cosmológicos

Equação de Friedmann

Parâmetros de densidade crit

8 crit

Ω= − com e

Parâmetro de Hubble

0 rM k Ha H a a a

A Geometria do Cosmos A Geometria do Cosmos

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