cosmologia: matéria e energia escuras, buracos negros elcio abdalla

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  • Cosmologia: Matria e Energia Escuras, Buracos Negros Elcio Abdalla
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  • O cu: Via Lctea e seus arredores Se pudssemos enxergar os 4p do ngulo slido ao redor da Terra, veramos o seguinte:
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  • As observaes revelaram inmeras galxias, as mais prximas na prpria vizinhana da Via Lctea. Esse o Grupo Local Anglo-Australian Observatory/SEDS Plano galctico (equador) Galxias do Grupo Local
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  • P.J. Peebles Mapa do Supergrupo local: Galxia de Andrmeda Bolas cheias: galxias mais brilhantes Bolas vazias: galxias mais escuras
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  • Como um astrnomo numa outra galxia provavelmente nos v: uma galxia espiral... Anglo-Australian Observatory/SEDS M61 Mais algumas imagens (cortesia do Hubble Space Telescope):
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  • Catlogo Lick (Sul galctico) Catlogo Lick (Norte galctico) Galxias a perder de vista Catalogando galxias: as visveis...
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  • P.J.E. Peebles... e as que detectamos somente no infravermelho.
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  • A Lei de Hubble (Hubble, 1929) Uma das mais evidente assinaturas das galxias a luz emitida pelos gases quente de suas estrelas, nuvens e aglomerados globulares. Observa-se que, quanto mais longe est uma galxia, maior o desvio para o vermelho (redshift) sofrido pelas linhas de emisso desses gases. Isso significa que quanto mais distante uma galxia, mais rpido ela se afasta da Via Lctea. Se plotamos a magnitude: m k = - Log L k, contra o redshift, obtemos: P.J.E. Peebles
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  • A luminosidade aparente (energia/rea/unidade de tempo) pode ser usada para inferir a distncia, se a luminosidade absoluta (potncia) fr conhecida: Obtemos portanto uma relao entre a distncia e a velocidade de recesso das galxias, que pode-se expressar, no limite de pequenos redshifts, como: Alm disso, se o redshift pequeno (z
  • til definir a densidade crtica, para a qual o universo seria plano: Dividindo a densidade pela densidade crtica, obtemos o parmetro de densidade: O parmetro de densidade o indicador da curvatura espacial: A discusso acima mostra que, se o universo de fato tem sido dominado por poeira ou por radiao, ento W =1 um ponto instvel: se W >1, ento W cresce com o tempo; se W
  • O problema da curvatura (ou o problema de W) : A primeira equao de Friedmann (de novo): Se a forma de matria que domina o universo tem p>>1, a densidade de energia dessa matria decai muito mais devagar do que o termo de curvatura, No limite p , a densidade constante e o termo de curvatura decai exponencialmente: Portanto, o efeito de uma era inflacionria suprimir a curvatura. Todos os modelos mais realsticos de inflao prevem uma era inflacionria longa o suficiente tal que hoje a curvatura completamente insignificante. Ou seja, a inflao prev =1.
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  • O problema do horizonte. Considere, por simplicidade, a era da radiao (matria ultra-relativstica) e assuma que a curvatura j foi para o espao. Sem inflao, teramos: Agora suponha que entre os instantes t a e t b, a evoluo do universo no foi determinada por matria ultra-relativstica, mas sim por uma outra forma de matria que provoca expanso acelerada. Temos ento: tata tbtb a(t)
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  • O horizonte de partculas fica, neste caso: Se t b >> t a (ou seja, se a fase inflacionria dura bastante), e se p>>1, ento o segundo termo muito maior que o primeiro (que o horizonte num universo dominado apenas por radiao). O efeito da inflao sobre o cone de luz passado o seguinte: t tbtb tata
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  • 3.5 energia escura Energia escura A inflao resolve os problemas dos modelos simples de Friedmann, propondo que houve uma era de expanso acelerada nos primrdios do universo. Talvez essa no tenha sido a nica era de expanso acelerada: h fortes indcios do que HOJE o universo est em um novo perodo de acelerao! A causa dessa expanso acelerada denominada energia escura. Esses indcios so: As observaes de Supernovas Ia O espectro da radiao csmica de fundo (RCF) As medidas de matria aglomerativa (associada a galxias) As observaes de nmero de aglomerados em funo do redshift A idade de estrelas a aglomerados globulares
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  • 3.5 energia escura Supernovas Ia P.J.E. Peebles SN1997ff m =1, =0
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  • RCF 3.5 energia escura
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  • Combinando Supernovas, RCF e LSS: 3.5 energia escura
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  • TODAS as observaes astronmicas e astrofsicas so consistentes com um universo onde: 1.a densidade de energia muito prxima da densidade crtica 2.a matria aglomerativa (brions + CDM) perfaz menos de 35% dessa densidade de energia total 3.alguma forma de matria que causa acelerao perfaz mais de 60% da densidade de energia total. 3.5 energia escura
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  • Como obter acelerao: modelos cosmolgicos Podemos combinar as equaes de Friedmann e obter: Portanto, claro o que temos de fazer: formular algum tipo de matria que tenha: A soluo mais lembrada para a energia escura a constante cosmolgica, ou energia de vcuo, . Como sua densidade de energia obviamente constante, sua equao de estado w= -1. A vantagem dessa soluo que ela simples. A desvantagem, que ela sofre de trs problemas: 1. A densidade de energia de vcuo necessria para ajustar as observaes da ordem de (1 meV) 4, ou seja vrias ordens de magnitude abaixo das escalas de energia do Modelo Padro. 2. um mistrio a razo pela qual L esperou at a era atual para comear a dominar a dinmica do universo. 3. No d para ligar nem desligar inflao no termina!
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  • H uma outra possibilidade: campos escalares. Hubble drag Potencial V()V() Campo escalar cannico: Se aenergia cintica => slow roll : for