Cosmologia

Gastão B. Lima Neto IAG/USP

Hubble Ultra Deep Field-HST/ACS

AGA 210+215 08/2006

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

Uma questão antiga

Observatório de Yerkes

Egito Antigo

Uma questão antiga

Mitologia Hindu

Josh Kirby, Kirby, Diskworld

Uma questão antiga

Aristóteles (320 AC) Ptolomeu (160 DC)

Aristárco (220 AC) Copérnico (1543)

Uma questão antiga

“universos-ilhas”

Século XVIII Thomas Wright, Emmanuel Kant

Uma questão antiga??

Início do Século XX

Uma questão atual!

Início do Século XXI

Campo Ultra Profundo feito com o Telescópio Espacial Hubble

Uma questão atual!

Início do Século XXI

Variação de temperatura na radiação cósmica de fundo obtida com o satélite WMAP

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

Cosmologia • Base teórica – Relatividade geral (Einstein, 1915)

Massa-energia determina a curvatura

Ω1

Ω = ΩM + ΩΛ + … (soma de todas as componentes do universo)

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)

História do universo

1 bilhão de anos WMAP

• Big Bang há 14 bilhões de anos

Constante de Hubble •

a H" a

Indica a taxa de expansão do universo. Não é constante!

Determinada pela primeira vez por Hubble em 1929. Lei de Hubble: v = H0 D

Trabalho original de Hubble em 1929

Hubble & Humanson, 1931

Lei de Hubble cz=v z ≡ Δλ/λe

v = H0 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]

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

Parâmetros cosmológicos

Eq. de Friedmann-Lemaître: Solução da Eq. de Einstein (1915) com a métrica de Robertson-Walker

Parâmetros cosmológicos são determinados experimentalmente

Determinação dos parâmetros cosmológicos. exemplo: supernovas distantes

m = M + 5 log DL " 5 + K(z) + A(z)

Composição do universo

Composição do universo hoje

Radiação (fótons)

" crit

3H 2 # % 1,9h 2 &10'29 g/cm3 % 2,8h 2 &1011 M sol /Mpc 3 8$G

Composição do universo

Grécia, c. 400 A.C.

Composição do universo

Grécia, c. 400 A.C.

c. 2000 D.C.

Massa-energia determina a evolução

Massa-energia determina a evolução

Determinação dos parâmetros cosmológicos  Constante de Hubble: H0  Densidade de matéria: ΩM • (matéria bariônica: ΩB)  Densidade de energia escura: ΩΛ Geometria do universo Evolução e idade do universo Formação de estruturas (galáxias, aglomerados,…) Distribuição de matéria em grande escala

História do universo

1 bilhão de anos WMAP

• Big Bang há 14 bilhões de anos

Logo depois do Big Bang…

• 0,00000000000000000000000000000000000000001 seg (tem 40 zeros depois da vírgula) • Universo é MUITO quente e denso

Inflação

• 0,0000000000000000000000000000000001 seg (tem 33 zeros depois da vírgula) • Universo ainda é MUITO quente e denso, mas o espaço-tempo é liso

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.

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

• 1 em cada bilhão de partículas sobrevive

Léptons

• Sopa de partículas e antipartículas elementares

Quarks

Aniquilação da anti-matéria

• 0,00000000001 seg (tem 9 zeros depois da vírgula) • Universo ainda é MUITO quente e denso

Léptons

• Quarks se juntam e formam os nêutrons e prótons

Quarks

Bariogênese

• 0,000001 seg (tem 5 zeros depois da vírgula) • Universo ainda é MUITO quente e denso

Nucleosíntese primordial • Formam-se os elementos leves: hélio, deutério, lítio, berílio

• entre 1 segundo e 5 minutos • T ~ 1 bilhão de graus, densidade ~ água

Nucleossíntese primordial Previsão teórica X observação

Medidas independentes da abundância de 4He, Deutério, 3He, e Lítio concordam entre si (ou quase…)

Apenas a nucleossíntese primordial pode produzir ~24% de He.

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:

Mapa da temperatura da radiação cósmica de Fundo: é realmente muito homogêneo!

– Prêmio Nobel para Penzias e Wilson

• 400.000 anos • T ~ 3000 graus, densidade ~ 10.000 átomos/cm3

Dipolo da Radiação Cósmica de Fundo

Subtraindo a temperatura média

Movimento da Terra em relação à Radiação Cósmica de Fundo

∆T = 3,37 10-3 Kelvin

Dados: Satélite COBE

Anisotropia da Radiação Cósmica de Fundo

Flutuação de densidade ∆T/T ~ 10-5 ≈ ∆ρ/ρ

Idade das trevas • Não há nenhuma fonte de luz • 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

Radiação cósmica de fundo corresponde ao estado do universo com ~ 300.000 anos. Evolução da distribuição de massa no universo nos últimos 13,5 bilhões de anos

Formação de grandes estruturas

Formação de grandes estruturas

Universo no computador

Universo no computador

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

Formação das estrelas, galáxias, planetas… Quinteto de Stefan, Gemini

Campo profundo do Hubble

Sol, SOHO

NGC6751

Aglomerado de Coma, CFHT

Então já conhecemos a origem do universo?

Então já conhecemos a origem do universo? Não !

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”?

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…

Fim