Supernovas e a Energia Escura

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Supernovas e a Energia Escura

Josh Frieman

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Componentes do Universo

Matéria Escura: mantém galáxias juntas

Energia Escura: acelera a expansão do Universo

ENERGIA

ESCURA MATÉRIA_ESCURA

MATÉRIA NORMAL

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Aglomerado Abell 0957

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Aglomerado Abell 2255

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Aglomerado do Sloan Digital Sky Survey (SDSS)

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Aglomerado mais

distante do SDSS

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O Universo em Expansão

As galáxias mais distantes parecem mais vermelhas que

as mais próximas

Elas estão se afastando de nós, com:

velocidade (redshift) ∝ distância

Hubble 1929

Uma galáxia distante

100 milhões de anos-luz está se

afastando de nós

a

3200 quilômetros por segundo

Uma galáxia distante

200 milhões de anos-luz está se

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Edwin Hubble

(1889-1953)

Discobrou a

expansao do

Universo

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Hubble Space Telescope

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<#>

Bola de basquete do Hubble

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Resultados

do

Telescópio

Espacial

Hubble

Hubble parameter

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O Universo

em

(14)

14

A distância entre

galáxias cresce com o

tempo

O comprimento de

onda da luz aumenta

com o tempo na

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15

Na média, galáxias estão em repouso nestas

coordenadas em expansão O comprimento de onda da luz cresce com o fator de escala Redshift da luz: Emitido em t₁, observado em t₂ Redshift indica diretamente tamanho relativo do Universo

quando a luz foi emitida

a(t

₁

)

a(t

₂

)

λ

~ a(t)

1+ z = λ(t2) λ(t₁) = a(t₂) a(t₁)

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A expansão do Universo muda

com o tempo?

Gravitação:

tudo no Universo atrai todo o restante

a expansão do Universo deveria desacelerar*

com o tempo

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Distância

entre 2

galáxias

Tempo Cósmico 1980’s: O Universo

expandirá para sempre ou recolapsará num Big Crunch? Hoje Em todos esses casos, expansão desacelera devido à gravitação

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Distância

entre 2

galáxias

Tempo Cósmico Pouco 1980’s: O Universo

expandirá para sempre ou recolapsará num Big Crunch? Quanta Matéria Escura existe? Hoje Em todos esses casos, expansão desacelera devido à gravitação Muito

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Distância

entre 2

galáxias

Tempo Cósmico Pouco 1998: Expansão tem acelerado nos últimos 5 bilhões de anos Hoje Muito

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Qual é a evidência para a aceleração cósmica?

O que poderia estar causando a aceleração

cósmica?

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21

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22 Espectro da luz de diferentes tipos de Supernovas Ia II Ic Ib

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Estrelas Anãs Brancas

Estrelas com aproximadamente a massa do Sol mas com o

tamanho da Terra:

densidade~1000 kg/centímetro cúbico

_{Estado final da maioria das}

estrelas depois de terminarem a queima do Hidrogênio e Hélio em Carbono and Oxygênio

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Supernovas Tipo Ia

Explosão termonuclear de uma estrela Anã Branca

Uma Anã Branca acreta massa ou se funde com uma estrela companheira, aumentando sua massa até um valor crítico (1.4 vezes a massa do Sol)

Uma explosão violenta é detonada na região central, e a estrela é completamente

incinerada em segundos; os detalhes não são compreendidos

No núcleo da estrela, elementos leves são queimados em reações de fusão formando Níquel. O decaimento radioativo do Níquel e Cobalto fazem a estrela brilhar por um par de meses

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Do Mapeamento de Supernovas do SDSS

Espectros de Supernovas Tipo Ia:

Classe homogênea de eventos

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28 Infravermelho próximo Vermelho Azul Ultravioleta Brilho Supernova 1998bu: Tipo Ia Curva de luz em Multi-bandas Curvas de luz de SN Ia parecem muito similares entre si e atingem o brilho de uma galáxia inteira Tempo (dias)

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29

Encontrando Supernovas:

Subtração de Imagem

Antes Depois Diferença SN 2002ha (Ia) z = 0.014

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Brilho

Tempo

Δm₁₅

15 days

Brilho de Supernovas mais brilhantes decai

mais vagarosamente

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31

Brilho Máximo de

SN Tipo Ia

é uma ´Vela Padrão´

calibrada

Brilho Máximo

correlaciona com a

taxa de decaimento

da luz

Pode ser usado para medir distâncias de supernovas distantes com uma precisão de 7%

Brilho

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32

Descoberta da

Aceleração

Cósmica com

Supernovas

distantes (alto z)

Aplica-se a mesma Relação Brilho-Declínio da Luz em altos z

SNe que explodiram quando o Universo tinha 2/3 de seu tamanho atual são ~25% mais fracas que o esperado Ω_Λ = 0.7 Ω_Λ = 0. Ω_m= 1. distância redshift Acelerando Sem aceleração

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33

Dados de Supernovas (1998)

História da Expansão do Universo

passado hoje futuro

Bilhões de anos a partir de Hoje Brilho relativo Distância Média Entre G aláxias Relativa ao V alor de Hoje

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Supernova Legacy Survey (SNLS, 2003-2008)

Câmera Megaprime

Medidas de mais de 300 SNe distantes Telescópio usado: Canadá-França-Havaí de 3,6 metros

Câmera Megacam com 36 CCDs, 4 filtros ópticos

Acompanhamento espectroscópico

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SNLS Rolling Search

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36

Projeto de 6 anos no telescópio de 4m do CTIO no Chile, 12 graus quadrados Imagem de grande campo em 2 filtros Detecção na mesma noite de SNe

Espectroscopia:

telescópios Keck, VLT, Gemini, Magellan

Objetivo: 200 SNeIa em 0.2<z<0.8

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Sloan Digital Sky Survey (SDSS): telescópio de 2.5 metros Observatório de Apache Point

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B. Dilday

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B. Dilday

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40

Diagrama de

Hubble :

Distância

vs.

Redshift

(velocidade)

~45 SNe Ia ~120 SNe

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41

Diagrama de

Hubble com

SNe do SDSS

103 SNe Ia da primeira temporada SDSS Vínculos mais precisos na história da expansão cósmica ~45 SNe Ia ~120 SNe

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O que causa a Aceleração Cósmica?

Três possibilidades:

1. O Universe é cheio de algo que dá origem a uma

“repulsão gravitational”. Atualmente chamamos isto de

Energia Escura

2. A teoria da Relatividade Geral (gravitação) de Einstein

está errada em escalas de distâncias cósmicas.

3. O Universo não é homogêneo e está apenas

aparentemente acelerando, devido ao efeito de estruturas

em grande escala.

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O que é a Energia Escura?

Uma forma de energia que tem pressão negativa. Ela está

distribuída suavemente em todo o Universo, diferentemente

da

matéria escura

, que se aglomera nas galáxias.

O exemplo mais antigo é a

constante cosmologica

Λ

, de

Einstein, um termo que êle introduziu na sua teoria da

gravitação numa tentativa de fazer o Universo estático.

Percebeu-se mais tarde que a constante cosmológica

corresponde à

energia do espaço vazio

(o vácuo). A teoria da

mecânica quântica (princípio da incerteza de Heisenberg)

prediz que esta energia deve existir.

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O Problema da Constante Cosmológica

Flutuações de ponto-zero quânticas: espaço é cheio de

partículas virtuais que continuamente flutuam para dentro e para fora do vácuo.

Estas flutuações carregam energia. Quando calculamos esta energia (por unidade de volume), obtemos infinito.

Quando tentamos consertar este problema, ainda obtemos uma resposta que é muito grande por uma fator cerca de

1000000000000000000000000000000000000000000000000 0000000000000000000000000000000000000000000000000 00000000000000000000000

Este problema continua sendo um desafio para os físicos de partículas e os que trabalham com teorias de cordas.

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45

Campo Escalar como Energia Escura

Energia Escura pode ser devida a um campo escalar

que “rola” vagarosamente

Esta partícula deve ser muitas ordens de magnitude

menos massiva que outras partículas elementares.

Evidência sugere um

período inicial de

aceleração cósmica,

logo após o Big Bang,

possivelmente também

devido a um campo

escalar (“inflação primordial”)

V(ϕ)

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Tamanho do Universo

Porque vivemos numa época “especial” quando matéria e energia escura são comparáveis?

tempo

radiação

matéria

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47

Energia Escura e o Destino do Universo

•A natureza da Energia Escura

determina a

evolução futura do Universo

•Aceleração continuada:

o Universo além do

Grupo Local de galáxias desaparecerá além do

horizonte em ~100 bilhões de anos

•“Energy Escura Fantasma”:

em algumas

teorias, a densidade de energia escura cresce

com o tempo, leavando a uma sempre crescente

taxa de expansão: eventuamente galáxias,

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Distância

entre 2

galáxias

Tempo Cósmico

Pouco 1998: A expansão

tem acelerado nos últimos 5 bilhões de anos

Hoje

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49

Dimensões extras do espaço-tempo A teoria de cordas prevê que

existem dimensões extras que não podemos ver. Elas devem alterar o modo como a energia do vácuo influencia a curvatura do

espaço-tempo

Compactificação (velha escola): Dimensões se encurvam até se tornarem pequenas demais para serem vistas (Kaluza & Klein)

Abordagem modera: imagine que estamos confinados em uma “brana”

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História Trágica da Constante Cosmológica

Λ periodicamente invocada para resolver crises

cosmológicas, depois descartada quando as crises passam

1916:

Einstein: Universo estático

1929:

1

a

“crise da idade”: Universo mais novo que a Terra

1967:

aglomeração aparente de quasares num redshift fixo

1974:

distâncias inferidas usando-se o brilho das galáxias

1995:

2

a

_{“crise da idade”: Universo mais novo que estrelas}

1998:

Supernovas

Porque achamos que é diferente agora?

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Radiação Cósmica de Fundo em Microondas:

Ondas Acústicas no Universo Primordial

Antes da recombinação de Hidrogênio: Universo é ionizado.

Fótons exercem grande pressão e força restauradora.

Perturbações fóton-barion oscilam como ondas acústicas.

Depois da recombinação de H: Universo é neutro.

Fotons podem se deslocar livremente.

Fase da oscilação em t_rec afeta amplitude posterior .

Hoje

Recombinação & último espalhamento z ~ 1000 ~400,000 anos

Ionizado

Neutro

Tempo

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Anisotropias na Radiação

Cósmica de Fundo em Microondas

_{Existe uma escala angular característica, ~ 1 grau no céu,} estabelecida pela distância que as ondas acústicas podem

percorrer até antes que os átomos neutros se formem: horizonte acústico s, uma régua padrão

Mapa de temperatura da

Radiação Cósmica de

Fundo em Microondas

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53

Geometria do espaço tri-dimensional Einstein: espaço pode ser globalmente curvo

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Mapas da Radiação Cósmica de Fundo em Microondas

s θ

K>0 K=0 K<0

Vendo o Horizonte Acústico

Se Universo é fechado, manchas quentes parecem maiores que o tamanho real

Se Universo é “chato” , manchas quentes parecem do tamanho real

Se Universo é aberto , manchas quentes parecem menores que o tamanho real

Supernovas e a Energia Escura