Evolução do Universo Jovem
César H. S. Mello Jr.
Na apresentação anterior... Princípio cosmológico; Modelo padrão do Big Bang;
RT 11
33333
.10.76,4
cmgT
TT
oom
3436 .10.4,8 cmgT
21
exp 831
GttHtt
NNB 0
NQ
NNL
Evolução do Universo jovem 1012K/10-3s:
Temperatura alta o suficiente para impor equilíbrio entre neutrinos, antineutrinos, elétrons, pósitrons e fótons;
Equilíbrio entre prótons e nêutrons; Formação e aniquilação de deutério:
109 fótons por bárion. dnp
Evolução do Universo jovem 1011K:
Neutrinos e antineutrinos param de interagir com outras partículas, virando partículas livres;
Expandem junto com o Universo, tendo seus comprimentos de onda aumentados.
Evolução do Universo jovem 109K:
A maioria dos fótons não tem energia suficiente para produzir pares elétron-pósitron, provocando a quebra de equilíbrio entre fótons e partículas;
Aniquilação de pares elétron-pósitron gera excesso de elétrons;
A conversão de nêutrons em prótons é mais fácil do que o contrário, e a razão n/p cai.
Evolução do Universo jovem 500K:
Íons e elétrons do gás se combinam, formando gás neutro;
Desacoplamento, quando o Universo deixa de ser dominado por radiação e passa a ser dominado por matéria;
Radiação não interage com a matéria, preservando uma imagem do plasma que a originou;
OpacoTransparente.
Extrapolando o Modelo Retrocedendo a expansão do Universo,
encontraríamos um tempo cujo seu tamanho é zero;
Um objeto de massa M tem seu raio de Schwarzschild dado por
Se tal raio é o mesmo que o comprimento de onda Compton do objeto, temos que
2
2cMGRS
gGcM Pl
521
10.18,2
Extrapolando o Modelo Chegamos então no chamado tempo de
Planck:
Para tempos ao redor ou menores que o tPl, a métrica do espaço-tempo deve ser quantizada;
Para evitar problemas, as discussões se restringem em 1% da energia de Planck, cujo valor é 1017Gev.
scGtPl
4421
5 10.3,5
O Início no Modelo Padrão 1030K/10-40s:
Todos os tipos de partículas incomuns eram produzidas em altas taxas;
Suas interações eram freqüentesequilíbrio térmicosuas abundâncias dependem apenas da temperatura;
A expansão e resfriamento do Universo provocou atrasos entre as diversas interações.
Quebra de equilíbrio
“relíquia”
O Início no Modelo Padrão As relíquias afetam a evolução subseqüente do
Universo; Muitas delas possivelmente não foram
descobertas ainda devido sua alta massa e nossa incapacidade de produzir energias suficientes para isso;
O Universo é um laboratório de física nuclear e de partículas.
Assimetria matéria-antimatéria
Por que o Universo prefere matéria?
De onde a matéria do Universo vem?
Por que a razão entre matéria e fótons é caracterizada por ?
610matéria
aantimatéri
910N
NB
Assimetria matéria-antimatéria
Tais aspectos do Universo podem ser visto como condições iniciais;
Mas se a natureza tem preferência por uma substância do que por outra, essas características não poderiam ser vistas como condições iniciais.
Assimetria matéria-antimatéria Tendo em vista a conservação do número
bariônico, o excesso de matéria sobre antimatéria no Universo atual sempre existiu;
Mas, de fato, essa assimetria é bem pequena; No Universo muito jovem havia equilíbrio
térmico entre as partículas, de forma que matéria e antimatéria podiam ser criadas e destruídas continuamente;
Mas essas reações não estavam totalmente equilibradas;
Assimetria matéria-antimatéria O número de fótons se manteve constante
contar fótons hoje é o mesmo que contar barions e antibarions antes;
Logo, permanece constante;NNB
Assimetria matéria-antimatéria 1013K/10-6s:
A produção de pares caiu em relação a aniquilação;
O consumo de pares bárion-antibárion foi rápido, resultando em um grande número de fótons e nos bárions remanescentes (1/109);
Contudo, se tal assimetria surgiu nesse tempo, a aniquilação bárion-antibárion não seria ainda completa e a relação bárion/fóton seria 10-18.
A origem da assimetria é
anterior a esse período do Universo
Física de partículas Teorias descrevem as interações entre quarks
e léptons; Existência de partículas de gauge que fazem
essas interações; Existência de partículas de Higgs, ainda não
observadas, mas postuladas para gerar as massas das outras partículas;
Unificação das interações fundamentais, e em 1015GeV as forças fraca, eletromagnética e forte se tornam igualmente fortes.
Partículas x Cosmologia No Universo muito jovem, colisões em
energias de 1015GeV eram muito freqüentes; De acordo com as GUT’s, nas altas
temperaturas do Big Bang havia a unificação das forças da natureza;
Nas GUT’s, o número de bárions e léptons não são absolutamente conservados, mas a diferença entre esses números é constante;
Partículas x Cosmologia Existe transformação entre quarks e léptons,
em processos como a interação com o bóson X;
É esse aspecto das GUT’s que resolve o a questão da assimetria entre matéria e antimatéria.
Barionsíntese O Universo começa com simetria bariônica; Mesmo que isso não fosse verdade no início, a
intensa produção de bóson X traria rapidamente os constituintes para a simetria;
10-35s: equilíbrio térmico entre bóson X e antibóson X, entre quarks e antiquarks e entre léptons e antiléptons;
Conforme o Universo se expande, a produção de partículas pesadas é desfavorável, e os processos que envolvem X diminuem bastante;
Barionsíntese10-33s: O equilíbrio térmico não é mais possível; Os bósons e antibósons X se aniquilam ou
decaem em pares de quarks ou em quarks e léptons:
qlbqqbX
lqaqqaX
11
Se a=b, o número de partículas e antipartículas seriam iguais. Simetria.
Barionsíntese Contudo, não existe a necessidade de que
a=b; Mesmo que os números de bósons e
antibósons X sejam inicialmente iguais, no final pode-se ter mais quarks do que antiquarks e mais léptons do que antiléptons;
Essa quebra de simetria não acontece apenas para os bósons X;
Barionsíntese Depois da quebra de simetria, os quarks se
aniquilam com os antiquarks e os léptons com os antiléptons, originado um fluxo de fótons
O excesso de quarks e léptons formam as estruturas em nosso Universo atual;
Os quarks fundem-se em bárions instantes depois
lq NNN
llL
qqB
NNN
NNN
Barionsíntese Nesse contexto, temos que onde Nx representa a abundância relativa dos
bósons X na temperatura de quebra de simetria.
xB NbaNN
Nx1%, e uma vez que essa razão é 10-9, as GUT’s devem fornecer uma diferença nas razões dos decaimentos em cerca de 10-7.
As GUT’s ainda não estão
completas e precisam ser testadas!!!!
Problemas do Modelo Padrão
Mesmo que ele tenha sucesso na barionsíntese, quando estendido para tempos anteriores a 10-40s alguns problemas surgem.
Uniformidade em larga escala O Universo jovem dominado por radiação se
expande adiabaticamente; Seu comprimento físico aumenta por
Uma vez que o objeto mais distante observado está a 1010 anos luz, podemos usar essa distância como comprimento nominal do Universo;
21
2
1
2
1
tt
tRtR
Uniformidade em larga escala Nenhuma informação caminha com velocidade
maior que a da luz; Para qualquer t existe uma distância máxima L
(horizonte) que é aquela atravessada pela luz desde o Big Bang;
Pontos afastados por uma distância maior que L não sofrem interação, pois elas não estão no horizonte uma da outra;
Uniformidade em larga escala No momento do desacoplamento, fontes de
radiação cósmica de fundo opostas no céu estavam separadas por 670 vezes a distância do horizonte;
Uma vez que elas não estavam ligadas de forma causal, é difícil entender porque elas apresentam características tão parecidas;
Uniformidade em larga escala Isso é conhecido como problema do horizonte; Ele não é uma inconsistência do modelo
padrão, pois se a uniformidade em larga escala é assumida desde o início, o Universo evolui uniformemente;
Assim, um dos aspectos mais notáveis do Universo (isotropia e homogeneidade) não podem ser explicados pelo modelo padrão, mas devem ser assumidos como condição inicial.
Anisotropia em pequena escala Distâncias menores que alguns milhões de
anos luz mostram o Universo não homogêneo; Os adensamentos de matéria evidenciam
pequenos desvios da homogeneidade no Universo jovem, que também devem ser assumidos como condição inicial;
A distribuição espacial das galáxias atualmente refletem a natureza das flutuações primordiais;
Uniformidade em larga escala As regiões não homogêneas se desenvolvem
ao longo do tempo por sua alto gravidade; O modelo do Universo muito jovem deve ter
perturbações iniciais muito pequenas; Contudo um gás normal em equilíbrio térmico
estaria longe disso devido os movimentos randômicos das partículas.
Densidade de energia A solução das equações de Einstein para o
Universo com constante cosmológica nula é
Para o caso onde E=0 (k=0), chegamos ao Universo plano de Einstein-de Sitter:
tRkGttH 2
2
38
tHGc
2
83
Sempre se expande, mas
sua taxa sempre
diminuindo
Densidade de energia Para cada valor da constante de Hubble, existe
uma densidade crítica que fornece um Universo plano;
O Universo fechado (k=1) tem uma energia total negativa, de forma que ele está “ligado” e eventualmente vai colapsar;
O Universo aberto (k=-1) tem energia positiva, de forma que ele é livre para se expandir para sempre.
Problema da planura Acredita-se que a razão atual do
Universo seja próxima de 1; Essa grandeza depende do tempo por
Assim, para termos essa razão como 1, essa mesma razão em algum tempo passado deve ter sido muito mais próxima de 1;
c
ii t
tttHtR
kt 111 22
Problema da planura
o Universo teria recolapsado; o Universo teria sido dominado pela
curvatura; Para que a razão atual seja próxima de 1, ela
deve ser de fato igual a 1 desde sempre; O modelo padrão não explica esses valores, e
novamente assume esse fato como condição inicial.
11 i
1i
Modelo inflacionário Foi criado para resolver os problemas do
modelo padrão; Coincide com aquele para tempos depois dos
10-30 primeiros segundos; Em tempos anteriores, o Universo tem uma
expansão extraordinariamente rápida, e um conseqüente super resfriamento;
Modelo inflacionário Antes da inflação, o Universo é menor que o
tamanho do horizonte, de forma que ele alcança o equilíbrio térmico;
O modelo também resolve o problema da planura;
A rápida expansão faz com que a razão Ω seja quase que exatamente 1 atualmente.
Inflação - questões O que provoca a expansão durante o período
inflacionário? Como o Universo sai desse período e retorna
ao modelo padrão? O modelo inflacionário pode ser realizado do
ponto de vista microscópico, ou seja, das GUT’s?
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