Das Galáxias à Energia Escura: Fenomenologia do Universo. Martín Makler

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Das Galáxias à Energia Escura:

Fenomenologia do Universo

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Das Galáxias à Energia Escura:

Fenomenologia do Universo

Martín Makler

“Toda pergunta é um grito para conhecer o mundo, não existem

perguntas imbecis”

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Fenomenologia

G Ponte entre teoria e observação G Análise estatística

G Modelagem, incluindo todos os processos

físicos (simulações, aproximações)

G Observáveis: onde posso esperar detectar

um dado fenômeno?

G Área interdisciplinar

Universo do Cosmólogo Teórico:

Homogêneo e isotrópico

Dominado por matéria/energia escura

Universo do Astrônomo:

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Fenomenologia Universo do Cosmólogo Teórico:

Homogêneo e isotrópico

Dominado por matéria/energia escura

Universo do Astrônomo:

Galáxias, gás, estrelas, etc.

G Ponte entre teoria e observação G Análise estatística

G Modelagem, incluindo todos os processos

físicos (simulações, aproximações)

G Observáveis: onde posso esperar detectar

um dado fenômeno?

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Programação

G Parte I: Um Passeio pelo Universo G Parte II: O Universo Homogêneo G Parte III: História Térmica

G Parte IV: O Universo Perturbado

G Parte V: O Universo Muito Perturbado

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Propriedades Básicas das Galáxias

Propriedade Espirais Elípticas Irregulares

Forma e Disco achatado de Sem disco, com

es-estrutura gás e estrelas, braços trelas distribuídas Sem estrutura. espirais, bojo e halo. em um elipsóide.

Conteúdo de Disco: jovens e velhas. Só estrelas Velhas e novas.

estrelas Halo: só velhas. velhas.

Gás e poeira Disco: muito. Pouco ou Muito Halo: pouco. nenhum.

Formação Ainda produzindo Insignificante Grande

estelar

Movimento Gás e estrelas no disco: Órbitas Estrelas e gás

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Natureza das Galáxias

G Galileo Galilei (1610): a Via Láctea é formada por estrelas G Wilhelm Herschel (1785): habitamos uma nebulosa e as

outras são externas

G William Parsons (1845): “nebulosas espirais”

G Henrietta Leavitt (1912): relação entre período de estrelas

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Natureza das Galáxias

G Edwin Hubble (1923): determina a distância da “nebulosa” de

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Espectro Eletromagnético

G Hoje o universo é observado em todos os comprimentos de

onda

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Espectro de Linhas

Linhas de absorção devido à presença de gás • Cada elemento químico possui linhas características • Instrumento central em Astronomia

• Composição química.... e

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O desvio para o vermelho

e

λ

Espectro “de referência”

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O Cosmos Dinâmico

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A Expansão do Universo

G Vesto Slipher (1917): desvio para o

vermelho de galáxias (13 de 15)

G Hubble (1929): descobre a expansão do

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A Expansão do Universo I -v _v Em relação a B A B C 2v -2v A B C v -v Em relação a A

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A Expansão do Universo I

Homogênea e Isotrópica em Grandes Escalas Não é explosão! Não possui centro!

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O Lado Escuro do Universo

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Grupos de Galáxias

O Grupo Local

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Aglomerados de Galáxias

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Aglomerados em raios-x

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Aglomerado de coma

Coma no ótico Coma em raios x

M_gás ~ 20 x M_estrelas

Ainda assim matéria escura é 80%

Gás é distribuido mais suavemente

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Lentes Gravitacionais

“deformação” da

trajetória da luz pelo espaço-tempo curvo

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Comparação entre medidas da matéria escura em aglomerados

z = 0.17

• efeito fraco de lente gravitacional

• emisão de raios-x • dispersão de

velocidades

⇒ concordam em ~ 20%

(para aglomerados relaxados)

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astro-ph/9909252 M33 matéria escura disco estelar gás

A Matéria Escura em Galáxias

G Curvas de rotação de galáxias

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Matéria Escura no Universo

Evidências:

G Curvas de rotação de galáxias

G Movimentos de galáxias e aglomerados (virial e grande escala) G Fluxos de raios-X em aglomerados

G Lentes gravitacionais

G Efeito Sunyaev-Zel’dovich

Há ~5x mais matéria escura que matéria usual!

Não Bariônica: Não interage com a matéria bariônica (não dissipa nem emite luz)

Onde está a matéria “ordinária”?

G Matéria visível (estrelas): 10%

G A maior parte da matéria bariônica é “escura” (gás, planetas, BN)

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Mapa 3D do Universo

Lei de Hubble (de Sitter) v ≈ H d0

v = cz = ∆c λ λ

Efeito Doppler

1 0

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Mapa do Two Degree Field

Estruturas complexas: Filamentos, paredes e bolhas, contendo 80% da matéria luminosa

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Mapa 3D da Estrutura em Grande Escala

G Cor

intínseca (g-r)

G Relação

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O Sloan Digital Sky Survey

Dados tornados públicos em 2005 (DR4):

I Cobertura angular de ~16% do céu

I Fotometria de 180 milhões de galáxias, quasares e

estrelas

I Espectro (desvio para o vermelho) de 565.715

galáxias, 76.483 quasares e 153.087 estrelas

I 12 TB de dados

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As escalas no Universo

Existem cerca de 60 bilhões de galáxias no Universo!

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Parte II

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Cosmologia Newtoniana I: A equação de Friedmann

G Distribuição esfericamente simétrica e uniforme: G “Conservação da energia”

G Sabendo ρ(a), podemos obter a(t)

I Exemplo I: Matéria (partículas): ρ ∝ a-3

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Evolução do Universo (Λ = 0) Fator de escala k < 0 k = 0 k > 0 tempo agora

Nomenclatura: “Instante inicial”, ou “Big-Bang”:

Extrapolação para a ö 0

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Densidade de Energia e Fator de Escala G Conservação da Energia dE = −PdV ( ) 3 2 3 dE = d εV = a dε ε+ a da Energia interna 2 0 nmc ρ ρ= + =ε + ε • Densidade de energia: ( ) 2 3 2 0 0 03 0 dMc = d ρ V = a dρ + ρ a da =

G Conservação da Massa de Repouso

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Conservação da Energia

G Conservação da Energia para Cada

Componente: ( ) 3 0 i i i da d p a ρ + ρ + =

Exemplo 1: bárions (hoje), matéria escura: p = 0

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Quem “Comanda” a Expansão?

¾ Era dominada pela radiação ¾ Era dominada pela matéria ¾ Era dominada pela curvatura?

¾ Era da expansão acelerada (energia escura?)

G Comportamento dos ingredientes

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A Métrica (Espacial) do Universo Homogêneo

G Métrica:

G Seção espacial, isotropia: G r’ definido pela área

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Geometria

Ângulos:

Esférica Hiperbólica Plana

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Geometria

Ângulos:

Esférica Hiperbólica Plana

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Geometria Espaço-Temporal do Universo Homogêneo

G Invariante:

G Todas as escalas expandem com a(t):

( ) 2 2 2 2 2 2 2 2 2 2 1 1 ds dt a t dr r d r sen d Kr θ θ φ ⎛ ⎞ = − _⎜ + + _⎟ − ⎝ ⎠

( )

2 2 2 ds = dt − dx ( )2 ₂ ( )( )2 ₂ ( ) ₂ ₂ ₂ ₂ ₂ ₂ 2 1 1 dx a t dr a t dr r d r sen d Kr θ θ φ ⎛ ⎞ = = _⎜ + + _⎟ − ⎝ ⎠

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Propagação da Luz e Desvio para o Vermelho

t = t₁ t = t₀

r = r₁

r = 0

G Integrando uma geodésica

nula na direção radial:

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Distância de Luminosidade 2 : 4 L L d F π

= F: Energia por unidade de área por unidade de tempo

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O Lado Escuro do Universo

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Supernovas do Tipo Ia e Cosmologia Vantagens: Luminosidade Extrema (10109 9 _-_- ₁₀₁₀10 10 _L_L ο ο)

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Curvas de luz de Supernovas do Tipo Ia

Altamente homogêneas

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Supernovas do Tipo Ia e Cosmologia Vantagens: • Luminosidade Extrema (10109 9 _-_- ₁₀₁₀10 10 _L_L ο ο) • Altamente homogêneas ⇒ Velas padronizáveis Desvantagens:

• Eventos raros e aleatórios

≈ 1/500 ano/galáxia

• Duração curta

Solução:

• Busca automatizada

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O Universo Acelerado ⇒ Diagrama de Hubble para grandes z, com boa precisão 0.7, 0.3_m Λ Ω ≈ Ω ≈ ⇒ O Universo está em expansão acelerada. ⇒ Mas ( ) 4 3 3 a G P a π _ρ = − +

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A Idade do Universo

G Aceleração

resolve o

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Energia Escura

2/3 da densidade do universo estão sob a forma de Energia Escura!

Evidências:

G Expansão acelerada de galáxias distantes G Idade do Universo

G Curvatura pequena

G Análise combinada de diversos observáveis cosmológicos

Candidatos (Taxonomia da Energia Escura): I Constante cosmológica

I Campo escalar:

– Quintessência

– k-essência, spintessência, meleca...

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Parte III

O Universo Homogêneo II:

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Recombinação

• Quando a temperatura cai abaixo dos 3.000K

os elétrons ficam presos aos núcleos ¾ O Universo passa a ser trasparente

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A Radiação Cósmica de Fundo “Fotosfera” vista da nossa galáxia Esperamos ver: Corpo negro,

com desvio para o vermelho

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O Espectro da Radiação Cósmica de Fundo Comprimento de onda [cm-1] Intensidade [10 -4 ergs cm -2 s -1 sr -1 cm] barras de erro de 100σ

espectro térmico com

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Radiação Cósmica de Fundo I Mapa da Radição Cósmica:

G Época do desacoplamento entre matéria e radiação

(em torno de 380.000 anos após o “Big-Bang”).

G T₀ = 2.725 ± 0.002. Desvio para o vermelho, z = 1089.

G Universo primordial altamente homogêneo.

G Dipolo: ∆T = 3.346 ± 0.017 mK ⇒ v_gal = 360 Km/s

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Nucleossíntese:

Alquimia no Universo Primordial

Produção de 7Li, 3He, D, 4He

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Abundância de Elementos Leves

Produção de 7_Li,3_{He, D,}4_He

Todos com o mesmo η!

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Assimetria Matéria/Anti-Matéria

G No universo primordial: equilíbrio entre

partículas e anti-partículas (equipartição)

G T ~ 175 MeV (t ~ 10-5 s “DBB”):

Plasma de Quarks e Glúons ⇒ Hadronização

G Aniquilação ⇒ Universo dominado por píons G Aniquilação produz fótons:

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Alguns Marcos da História do Universo

kT (radiação) Evento

2 x 10-4 _eV _Hoje

10-3 _eV _{Formação das Galáxias}

1 eV Recombinação do H

10 eV Dominação pela matéria

300 keV Formação dos elementos leves (He4_{, He}3_{, D}

e Li)

0.5 MeV Fim da era leptônica

100 MeV Fim da era hadrônica e início da era leptônica

1000 GeV Transição de fase eletrofraca

1015 _GeV _{Bariossíntese? Grande Unificação?}

(82)

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Parte IV

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(85)

(86)

Resultados da análise linear

Necessidade de Matéria Escura

I Matéria bariônica: só pode se aglomerar

depois de t_dec (~ 380.000 anos) e para r > λ_J

I CDM se aglomera a partir de t_eq (~ 56.000

anos)

I Bárions seguem os poços de potencial da

matéria escura

I Amortecimento de Silk diminui amplitude de

(87)

Como Gerar um Catálogo de Galáxias? Receita: Dados iniciais:

Espectro primordial das flutuações Composição do Universo Parâmetros cosmológicos Radiação cósmica de fundo Função de seleção Catálogo simulado de galáxias

“Observar o modelo como se observa o universo”

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Simulações Computacionais

• Cosmologia newtoniana:

As pequenas flutuações iniciais

crescem e se agrupam em grandes estruturas.

• Coordenadas comóveis (acompanham a expansão média):

2 2 2 2 4 G d x p a d φ π ρδ φ τ ρ ∇ = ⎛ _∇ ⎞ = − _⎜∇ + _⎟ ⎝ ⎠ N corpos ⎫ ⎪ → − ⎬ ⎪ ⎭ ( ) / x = r a t

(89)

(90)

Resultados de Simulações

G Simulações do Hubble

Volume. Área similar à do SDSS 106

“partículas”

G 500 Gb de dados

G O modelo de matéria

escura fria e energia escura reproduz

satisfatoriamente a maioria das

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Um Pedaço do Futuro

no Brasil

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I Câmera de 500 Megapíxels I Telescópio de 4m do CTIO

G Mapear 5000 graus2 do céu G Cosmologia

I Aglomerados de galáxias I Distribuição espacial de

galáxias

I Supernovas do tipo Ia

Dark Energy Survey (DES)

Melhor instrumento óptico para a cosmologia de sua época Cerro

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O Futuro do Universo e o DES

G Realizar medidas de precisão dos efeitos da energia escura G Novos métodos

I Contagem de aglomerados de galáxias I Efeito fraco de lentes gravitacionais I Distribuição espacial de galáxias I Distâncias de supernovas do tipo Ia

( )w 0.05 σ ⎫ ⎪ ⎬ ⎪ ⎭ ∼P w ρ = DESafios Computacionais G 100 Tb/ano

G Busca de supernovas em tempo real G Simulações e análise de dados

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Participação Brasileira no DES

Por que o DES?

G Escala de tempo ideal

G Histórico de colaboração com Fermilab G Instrumento versátil: I Outros interesses astrofísica brasileira G Projetos Brasileiros: I Montagem de um cluster no CBPF + ON (100 Tb/ano) Participantes: CBPF, ON, IF-UFRJ, INPE,

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Conclusões

A Cosmologia é hoje parte de física e da astronomia

Î Nova física a partir da cosmologia!

Nesta última década houve uma revolução na cosmologia com uma avalanche de dados observacionais de alta qualidade

Entendemos muita coisa sobre o Universo

Há questões fundamentais que não entendemos ainda Muitas novidades no futuro próximo!

Dark Energy Survey:

Possibilidade do Brasil estar na vanguarda da cosmologia

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(97)

Parte IV

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A radiação cósmica de fundo

G Desacoplamento

matéria-radiação, z = 1089.

G Universo primordial

altamente homogêneo.

G Resultados obtidos pelo

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Necessidade de Matéria Escura

I Matéria bariônica: só pode se aglomerar

depois de t_dec (~ 380.000 anos) e para r > λ_J

I CDM se aglomera a partir de t_eq (~ 56.000

anos)

I Bárions seguem os poços de potencial da

matéria escura

I Amortecimento de Silk diminui amplitude de

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Efeito Sachs-Wolfe Integrado

G Efeito acumulado dos desvios

gravitacionais:

G Evolução linear, EdS: φ = const. G Efeito tardio:

I Correlação entre radiação cósmica de fundo

e estrutura em grande escala!

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Estatística: Função de Correlação

G Contraste de densidade:

G Função de correlação:

Sobredensidade de pontos

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Espectro de Potência: Energia Escura Forma das flutuações primordiais Matéria escura Massa dos neutrinos Quantidade de bárions

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Dados e Teoria

k

P

k Tegmark, et al., ApJ 606, 702 (2004)

Espectro de Potência:

I Forma das flutuações

primordiais

I Matéria escura

I Massa dos neutrinos I Quantidade de bárions

Exemplo (do SDSS): 0.30 0.03 m

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Parte V

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Evolução Não Linear

G Antes da recombinação:

I Radiação e matéria acoplados I

G Hoje:

I Radiação e matéria desacoplados I 4 10 ρ ρ − ∆ _≈ 6 10 Gal ρ ρ ∆ _≈

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Resultados de Simulações

G Simulações do Hubble

Volume. Área similar à do SDSS 106

“partículas”

G 500 Gb de dados

G O modelo de matéria

escura fria e energia escura reproduz

satisfatoriamente a maioria das

(110)

Parte VI

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Futuro: Levantamentos a Partir do Espaço

G NASA (Beyond Einstein Program)/DOE

Plano focal

• Sonda dedicada à busca e acompanhamento de SNIa

• CCD de 0.7 grau2_{, 10}9 _pixels

• Espectroscopia de NIR a NUV

• 2000 SNIa com 0.1 < z < 1.7 por ano

• Ciência:

• Supernovas

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G Dark Energy Survey (DES):

I Câmera de 500 Megapíxeis I Campo ~ 2 graus2

I Telescópio de 4m do CTIO 4

cores para zs fotométricos

I Acurácia: δz < 0.02 até z = 1 I 10-20 galáxias/minuto de arco2 I Cobertura 5000 graus2

Superposição com o SPT SZ survey e com a tira 82 do SDSS (e outros)

SCP Essence LSST DES SNAP 2000 2005 2010 2015 2020 SDSS Projetos atuais CFHLS PanStarrs Projetos propostos

Levantamento da Energia Escura

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Medidas da Energia Escura com o DES

G Realizar medidas de precisão dos efeitos da

energia escura

G Novos métodos

I Contagem de aglomerados de galáxias

– 20,000 aglomerados até z = 1 com M > 2x1014 M_~ – 200,000 grupos e aglomerados

I Efeito fraco de lentes gravitacionais

– 300 milhões de galáxias com medida da forma

I Distribuição espacial de galáxias

– 300 milhões de galáxias

G Medida “padrão da energia escura”

I Distâncias de supernovas do tipo Ia

– 2000 supernovas até 0.3 < z < 0.8 – Imagens repetidas de 40 graus2 – Curvas de luz precisas

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Considerações Finais

G Avanços notáveis na cosmologia observacional e nas

simulações

G Sucessos importantes do modelo padrão

G Incógnitas e problemas fundamentais em aberto:

I Pequenas escalas

– Satélites

– Halos pontiagudos (cuspy)

– Buracos negros supermassivos?

I Grandes escalas

– Baixos multipolos da radiação cósmica de fundo – Anisotropia raios cósmicos?

I Não sabemos o que compõe 96% da densidade do Universo → “Novo éter”?

Î Nova física a partir da cosmologia!

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Outros Mistérios

G Porquê há mais matéria do que

anti-matéria?

G Quais são os fenômenos físicos no

universo primordial?

G De onde vem e o que são os pulsos de

raios gama?

G Como se formam as galáxias? (Quasares,