Cosmologia II - Ensino de Astronomia...A ideia de que a escuridão pode ser devido à absorção...

Cosmologia II

Ensino de Astronomia no grande ABC

Teoria do Big Bang

0: O começo do tempo ocorre com o Big Bang. O Universo emerge de uma singularidade inicial de um estado extremamente quente e denso. Desde então o Universo expande e diminui sua temperatura;

Até ~5.10-44 sec (T ≥ 1033 K) ocorre a Era de Planck (ou Era da Gravitação Quântica): Densidade e temperatura altas demais para serem tratadas pela física que conhecemos hoje em dia. Unificação das quatro forças fundamentais;

Teoria do Big Bang10-43 s – 10-36 s (T ≥ 1028 K): Época da GUT (Grand Unified Theory, “Grande Teoria Unificada”) => As forças eletromagnética, nuclear forte e fraca eram unificadas em uma. O Universo consistia de uma “sopa” primordial de quarks (os constituintes dos prótons e dos nêutrons. Matéria e anti-matéria se formavam e se aniquilavam constantemente.

Teoria do Big Bang10-36 s - 10-34 s (T ~ 1028 K): Era da Inflação => Aumento exponencial do tamanho do Universo por um fator ≥ 1043 em menos 10-34 s. A “sopa” primordial prevalecia, mas parte das partículas virtuais (aquelas que estavam se formando e aniquilando) se tornaram reais.

Teoria do Big Bang

10-34 s – 10-11 s, 1028 K ≥ T ≥ 1015 K: Época eletrofraca => As forças eletromagnética e fraca ainda eram unificadas, porém bem distintas da força forte. A “sopa” primordial continuou. Esta época também é chamada de “grande deserto”, porque não houve a formação de partículas novas.

Teoria do Big Bang10-11 s – 1 ms, 1015 K ≥ T ≥ 1012 K: Época das partículas => As forças eletromagnética e fraca se “desacoplam” e tornam-se duas forças distintas. Bariogênese:A “sopa” primordial se transformou em prótons e nêutrons (sobrando de um pequeno desequilíbrio entre matéria e anti-matéria). Estes, são os mesmos prótons e nêutrons que constituem a matéria hoje

Teoria do Big Bang

1 ms – ~5 min, 1012 K ≥ T ≥ 109 K: Época da nucleossíntese => Fusão nuclear dos prótons e nêutrons, formam núcleos de hélio e uma pequena quantidade de deutério, lítio e berílio;

Composição química primordial do Universo: H (~76 %), He (23 a 24 %), D (0.01 %), Li (< 0.01 %). ~98 % dos átomos de hoje

Teoria do Big Bang

5 min – ~379.000 anos, 10ˆ9 K ≥ T ≥ 3000 => Época dos núcleos: Núcleos e elétrons interagindo constantemente com fótons;

No meio desta época, em ~50'000 anos, respectivamente ~9000 K, a densidade das partículas ultrapassa aquela dos fótons, a Era da Radiação acaba e a da Matéria começa.

Teoria do Big Bang~379.000 anos, T ~3000 K: Final da época dos núcleos => Núcleos e elétrons formando átomos eletricamente neutros, em que: ➢ Não interagiam mais com os fótons; ➢ Desde então, a luz pode viajar

livremente pelo espaço e o Universo se torna "transparente”;

➢ A luz emitida pouco antes, na “superfície de última difusão” ainda está permeando o Universo e pode ser observada como Radiação cósmica de fundo.

Teoria do Big Bang

A partir dos 378000 anos: Época dos Átomos => átomos e plasma consistindo de íons e elétrons. Após alguns 100 mi. de anos (T ~ 15 K): Formação de estrelas e galáxias;

A partir de ~1 bi. de anos até hoje: Época das galáxias => Galáxias se formando e fusionando-se, formando Grupos, Aglomerados e Super-Aglomerados.

Teoria do Big Bang

A partir de uns ~7.6 bi anos até hoje: Era Λ => A expansão do Universo começou a ser acelerada, o que normalmente é atribuída a uma componente misteriosa chamada Energia Escura

O modelo cosmológico que contém todos estes ingredientes se chama ΛCDM (do inglês Λ Cold Dark Matter) ou simplesmente modelo padrão.

Evidências

Uma das mais fortes evidências é o redshift, o deslocamento dos espectros de galáxias distantes para o vermelho, que é uma evidência para a expansão do Universo.

Evidências

Se o Universo é infinito e existe desde sempre, então em qualquer direção que se olha deveria ter uma estrela, similar as árvores numa floresta extensa.O céu deveria estar tão brilhante quanto a superfície de uma estrela.

Paradoxo de Olbers

Como o céu de noite é escuro, o tamanho e/ou a idade do Universo devem ser finitos (neste caso a idade).

Evidências

A ideia de que a escuridão pode ser devido à absorção interestelar não funciona, já que a luz absorvida seria re-emitida e teríamos que detectá-la mesmo assim (até se a re-emissão for em radiação menos energética como no infravermelho ou rádio). Prova muito simples da idade finita do Universo.

Paradoxo de Olbers

Thomas Digges (1546-1595), Kepler (1571-1630), Halley (1656- 1742), Cheseaux (1718-1751), Edgar Allan Poe (1809-1849) e Lord Kelvin (1824-1907) já tinham chegado a esta conclusão.

Evidências

Uma das Evidências mais fortes para o Modelo ΛCDM é a Radiação Cósmica de Fundo (RCF ou, frequentemente, CMB, do inglês Cosmic Microwave Background).

Radiação Cósmica de FundoÉ uma radiação eletromagnética que permeia o Universo inteiro, e que foi emitida, ou melhor, espalhada pela última vez na época da “re-combinação”, quando o Universo tinha 380'000 anos de idade, em redshift ~1089. Antes, fótons, elétrons e íons (principalmente H+ e He++) interagiam constantemente. Na “re-combinação”, estes elétrons e íons se juntaram para formar átomos neutros, que não interagiam mais com os fótons.

Desde então, estes fótons podem se propagar livremente pelo Espaço. O Universo se tornou “transparente”. Obs: pela primeira vez, o processo deveria se chamar apenas combinação

Radiação Cósmica de FundoA temperatura na época era aprox. de 3000 K, e a radiação era uma radiação de Corpo Negro desta temperatura, mas ela sofreu em redshift no caminho pra cá, tal que agora, ela corresponde a uma radiação de Corpo Negro de ~2.7 K. A Radiação Cósmica de Fundo pode ser detectada como uma radiação em microondas vindo de todas as direções, às vezes chamada Superfície do Último Espalhamento. Ela bloqueia a vista para além dela (i. e. para as épocas antes de “re-combinação”), pelo menos por radiação eletromagnética.

Radiação Cósmica de FundoEm 1948, Ralph Alpher, Robert Herman e George Gamov previram a existência de uma radiação refletindo o estado denso e quente no início do Universo, hoje permeando o espaço, e estimaram que hoje, esta radiação deveria ter uma temperatura da ordem de 5 K, na faixa das microondas.

Radiação Cósmica de FundoNos anos 60, alguns grupos de pesquisa tentaram detectar a RCF, incluindo um de Robert Dicke (com David Todd Wilkinson, o “W” no nome do satélite WMAP e Peter G. Roll), que tinha desenvolvido um tipo de detector chamado radiômetro Dicke, a detecção deveria ser possível com a utilização deste detector.

Radiação Cósmica de FundoMas foram os físicos Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson, testando um radiômetro Dicke(!) para uma empresa de telecomunicações, que descobriram a RCF por acaso. Havia um ruído vindo de todas as direções no sinal que eles detectaram, que eles não conseguiram eliminar de jeito nenhum.

Radiação Cósmica de FundoEles entraram em contato com o Dicke, que segundo a lenda reagiu com as palavras “Boys, we've been scooped.”. Sobrou para ele e seus colegas Bernard Burke e Jim Peebles fornecer a explicação para este ruído misterioso.

Em 1978, Penzias e Wilson receberam o prêmio Nobel por esta descoberta.

Da esquerda para direita: Bernard Burke, Jim Peebles e Robert Dicke

Radiação Cósmica de Fundo

Estudada pelos satélites:➢ COBE: lançado em 1989, resultados 1992➢ WMAP: lançado em 2001, resultados 2003/2006 ➢ Planck: lançado em 2009, mediu até 10/2013, responsável por medir a

polarização também.


Na emissão (378'000 anos): ~3000 K desde então comprimentos de onda sofreram um redshift (foram “esticados”) por um fator ~1090 devido à expansão do Universo;➢ Hoje: 2.725 K;

➢ Prova de que a “re-combinação” aconteceu, ou seja, uma evidência experimental (de uma época logo após ) do Big Bang, e mais uma prova para a expansão do Universo.

Espectro de Corpo Negro


A descoberta do espectro quase perfeito de Corpo Negro e da anisotropia da Radiação Cósmica de Fundo rendeu o prêmio Nobel de física de 2006 aos responsáveis pelo projeto COBE, John C. Mather e George F. Smoot

Da esquerda para a direita: John C. Mather e George F. Smoot

Espectro de Corpo Negro


Extremamente homogênea:➢ Azul 0 K; ➢ Vermelho 4 K;

Mapas de temperatura da Radiação de Fundo do céu



O Sol está se movimentando nesta direção (direção constelação do Leão) com 371 km/s em relação ao referencial da Radiação Cósmica.➢ efeito Doppler: detectamos a radiação com comprimentos de onda mais curtos;➢ medimos uma temperatura da radiação mais alta;O Sol está indo pra direção oposta desta direção (Aquário) => comprimentos de onda mais compridos => temperatura mais baixa



➢ Extremamente homogênea: Azul 0 K e Vermelho 4 K;

➢ Numa escala mais fina: Azul 2.721 K Vermelho 2.729 K aparece o momento dipolo devido ao movimento do Sol;

➢ Depois de subtraído o efeito do movimento do Sol, as regiões azuis são 0.0002 K mais frias que as vermelhas. A região mais quente no meio é a contribuição da Via Láctea;



Após subtraída a contribuição da Via Láctea: ➢ As regiões vermelhas eram mais

densas na época da emissão;

➢ Mapa da densidade da matéria visível do Universo 378'000 anos após o Big Bang.

Radiação Cósmica de FundoAs partes vermelhas são da ordem de uma parte em 100000 mais densas que as partes verdes. Pode se calcular como estas regiões mais densas deveriam ter evoluído até hoje por colapso gravitacional.

➢ As densidades da matéria visível não eram suficientes para formar as estruturas observadas hoje (galáxias, Aglomerados de galáxias, ...). Elas deveriam ter sido 1000 vezes maiores;

➢ Deve ter tido mais matéria que a visível;➢ Evidência para a Matéria Escura;➢ As galáxias e Aglomerados de galáxias se formaram nos poços de potencial

gravitacional da Matéria Escura.


Distribuição dos tamanhos angulares das estruturas na Radiação de Fundo, ou seja, das estruturas ~378'000 anos depois do Big Bang. Ela reflete padrões nas variações de pressão e densidade (ondas de som) propagando-se pela “sopa” de núcleos, elétrons e fótons na época da “re-combinação”, e pode ser estudada pela física de gases quentes.

Espectro Angular da Radiação Cósmica de Fundo


Cálculos complicados mostram que a posição do primeiro pico, a 1°, é uma medida para a densidade total (matéria visível + Matéria Escura + Energia Escura) no Universo. => A densidade total é igual à densidade crítica.

Como havíamos determinado a densidade da matéria visível + Escura, ~31 % da densidade crítica, podemos dizer que a densidade da Energia Escura é ~69 % da densidade crítica. Evidência (indireta) para a Energia Escura.



Os mesmos cálculos complicados conseguem prever a forma exata (posições e alturas dos demais picos) do espectro angular para diferentes modelos cosmológicos.

Por exemplo: A razão entre as alturas do primeiro e do segundo pico nos diz qual fração da matéria é bariônica.



O espectro angular da radiação cósmica de fundo bate exatamente com o espectro previsto para o modelo ΛCDM: Matéria visível compõe 5 %, Matéria Escura, 26 % e Energia Escura, 69 % da densidade crítica.

➢ Prova para todo o modelo ΛCDM.


Evidências para a Matéria EscuraA Curva de Rotação da Via Láctea

Medindo as velocidades das estrelas da nossa Galáxia, chega-se numa curva de rotação (velocidade de rotação em função da distância até o centro Galáctico) que indica existir mais matéria que a visível mantendo as estrelas nas suas órbitas.

Evidências para a Matéria EscuraMassas de Aglomerados de galáxiasDinâmica das galáxias

1933: Zwicky postulou Matéria Escura em Coma. As galáxias em um Aglomerado se movimentam com velocidades que podem ser medidas através dos seus espectros, pelo efeito Doppler. Estas velocidades dependem da massa do Aglomerado (de maneira similar às estrelas da Via Láctea) que podem, então, serem calculadas. => Massas de 1014 a 1015 M

☉

Evidências para a Matéria EscuraMassas de Aglomerados de galáxiasRadiação do gás intra aglomerado

Além de galáxias, os Aglomerados contêm gás, de massa maior do que as galáxias, que irradia em raios X devido a sua temperatura. A pressão deste gás está em equilíbrio com a gravitação do aglomerado. Medindo a radiação em raios X, pode-se calcular a temperatura e a pressão do gás intra-aglomerado, e a massa do Aglomerado.

Massas de 1014 a 1015 M☉

Evidências para a Matéria EscuraMassas de Aglomerados de galáxiasEfeito de lentes gravitacionais

Massas altas, como aglomerados de galáxias, desviam a luz, e distorcem a imagem de objetos atrás da massa, p. e. galáxias mais distantes. Medindo a distorção das imagens destas galáxias “de fundo”, pode se determinar a massa do objeto na frente (a lente, no caso, o Aglomerado).

=> Massas de 1014 a 1015 M☉

Evidências para a Matéria EscuraMassas de Aglomerados de galáxias

Os métodos concordam: MAglomerados

= 1014 a 1015 M☉

Porém, a soma das massas das estrelas nas galáxias é ~50 vezes menor. A soma das massas das galáxias mais o gás intra-aglomerado ainda é 5 a 6 vezes menor.=> Aglomerados contêm massa além da matéria conhecida (bariônica). => Outra evidência para a Matéria Escura não-bariônica.


O Bullet Cluster (“Aglomerado Bala”) são, na verdade, dois Aglomerados de galáxias em colisão. Mapeando a distribuição de massa pelo efeito lente fraco (em azul), vê-se que a Matéria Escura não coincide com a visível (em vermelho: a emissão em raios X do gás intergaláctico).

A Matéria Escura fica “na frente” por estar menos sujeito à fricção.


Isto é visto como uma das melhores evidências da existência da Matéria Escura (A matéria vista pelo efeito lente não é simplesmente só a massa visível “sobre-estimada”).Temos evidências para a Matéria Escura de fontes completamente diferentes e independentes: Radiação Cósmica de Fundo, galáxias, Aglomerados de galáxias (e existem mais).

Constituição da Matéria EscuraNos anos 80 havia um debate com relação à MACHOs e WIMPs

MACHOs (ingl. MAssive Compact Halo Objects, objetos do halo massivos e compactos, ou machões): ➢ Anãs Marrons;➢ “Júpiters”: Estrelas comuns, mas de

baixo brilho; ➢ Anãs Brancas; ➢ Estrelas de Nêutrons; ➢ Buracos Negros.

Constituição da Matéria EscuraNos anos 80 havia um debate com relação à MACHOs e WIMPs

WIMPs: partículas massivas interagindo pela força fraca (do inglês Weakly Interacting Massive Particles; a palavra inglesa wimp também significa chorão):

➢ Partículas elementares interagindo com o resto da matéria só pela força fraca e pela gravitação, p. e. neutrinos, as partículas preditas pela teoria de supersimetria, ou outras.

➢ Praticamente invisíveis.

Constituição da Matéria EscuraComo detectar os MACHOs

Pelo efeito lente, consequência da Relatividade Geral: Luz é defletida por massa. Quando um MACHO passa na frente de uma estrela de fundo, a luz da estrela é focada na Terra

A estrela parece mais brilhante por algumas horas ou dias. Por ser um efeito fraco (comparado ao efeito devido a galáxias ou aglomerados) se fala de microlensing. Pela curva de luz da estrela de fundo pode-se determinar a massa do MACHO.

Curvas de luz de uma estrela durante um evento de microlensing

Constituição da Matéria EscuraProjeto MACHO

Observaram 12 milhões de estrelas na Grande Nuvem de Magalhães de 1992 a 1998 com um telescópio no observatório Mt. Stromlo na Austrália. Detectaram entre 13 e 17 eventos de microlensing. => Estimativa do número total de MACHOs na Via Láctea. Determinando as massas desses MACHOs, consegue-se estimar a massa total de MACHOs em nossa Galáxia.

Constituição da Matéria EscuraProjeto MACHO

MACHOs ou WIMPs, então? O Projeto e outros, similares, detectaram vários MACHOs, logo eles existem, mas de longe não em número/massa suficiente para explicar a Matéria Escura na Via Láctea (compõem menos de 1 % do número suficiente). A Matéria Escura deve consistir na maioria de WIMPs, partículas elementares ainda não detectadas. Os chorões derrotaram os machões!

Constituição da Matéria EscuraTem que ser algo que quase não interage com matéria “comum” (só pela gravitação e talvez a força fraca). Caso contrário já teria sido observada.Nos anos 80 foram apontadas duas possibilidades: ➢ Hot Dark Matter (Matéria Escura Quente): Partículas de muito baixa

massa e com altas velocidades (neutrinos (~10-36 kg) ou outras partículas hipotéticas);

➢ Cold Dark Matter (Matéria Escura Fria): Partículas ou até objetos normalmente com massa mais alta, e velocidades baixas: “axions” (~10-41 kg), WIMPs (ingl. Weakly Interacting Massive Particles, “partículas massivas interagindo fracamente”, 10-26 - 10-24 kg), ou outras partículas hipotéticas.

Constituição da Matéria EscuraComo distinguir?As partículas do Hot Dark Matter têm velocidades tão altas (relativísticas), que elas escapam das concentrações de massa (galáxias, Aglomerados, etc.). ➢ Elas não participam na formação destas estruturas.➢ Primeiro se formariam apenas as maiores estruturas, os (super-)aglomerados; ➢ As galáxias se formaram apenas depois, por fragmentação das maiores

estruturas, cenário top-down (de cima para baixo). Cold Dark Matter permanece ligada às estruturas pela gravitação. ➢ Ela participa da formação das estruturas;➢ As menores estruturas já conseguem se formar cedo, e depois se juntam para

formar as estruturas maiores, num cenário bottom-up (de baixo para cima).

Constituição da Matéria Escura

Como distinguir?

➢ A formação das estruturas se dá diferentemente nas duas hipóteses, top-down vs. bottom-up.

➢ A evolução das formas e tamanhos das estruturas e da distribuição da matéria, incluindo a matéria visível, quer dizer, das galáxias se dá diferente nas duas hipóteses Para achar a resposta final foram feitas simulações mais sofisticadas.


Simulações que calculam a evolução das estruturas num Universo contendo CDM ou HDM prevêem distribuições de galáxias diferentes nas duas hipóteses foram feitas simulações mais sofisticadas.


Cada ponto é uma galáxia.

A simulação com Matéria Escura Fria reproduz a distribuição observada melhor.

Simulações da evolução das grandes estruturas no Universo

Constituição da Matéria EscuraSimulações da evolução das grandes estruturas no Universo


Mas nas escalas menores, os modelos com Matéria Escura também não reproduzem a distribuição de galáxias perfeitamente: ➢ Elas prevêem muito mais (centenas de) galáxias

anãs no Grupo Local, do que observado. Problema da galáxia anã, também conhecido como o problema dos satélites ausentes.

.

Matéria Escura Fria (CDM)

➢ Saídas possíveis são, que ainda não detectamos estas galáxias (galáxias anãs podem ser muito difíceis de observar), ou que elas foram destruídas por forças de maré devido às galáxias grandes;


O cuspy halo problem (problema dos halos pontudos), em que as distribuições de densidade em halos de Matéria Escura em simulações CDM são muito mais “pontudas” do que é observado em galáxias investigando as curvas de rotação delas.



Problema de morfologia galáctica de CDM: Se galáxias cresceram hierarquicamente, então galáxias de alta massa requerem muitas fusões. Fusões grandes criam bojos inapagáveis. Porém, ~80 % das galáxias observadas não contêm bojos, e galáxias discos gigantes sem bojos são comuns.

A fração de galáxias sem bojos foi quase constante por 8 bilhões de anos. Tentativas de resolver os problemas incluem usar misturas CDM-HDM, ou até WDM (Warm Dark Matter, matéria escura morna, algo entre CDM e HDM).


Referências

http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/Astro.html

http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/Cosmo.html

http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/Astro.html

http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/Cosmo.html

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