formaÇÃo das grandes estruturas do universo. final da era radiativa : Íons: 4 he, 2 h, 7 li...

FORMAÇÃO DAS GRANDES ESTRUTURAS DO UNIVERSO

FINAL DA ERA RADIATIVA :

Íons: 4He, 2H, 7LiFormação dos primeiros elementos

Época da recombinação átomo de H

universo transparente aos fótons

radiação cósmica de fundo

Após a era radiativa : formação das grandes estruturas

• galáxiasgrupos (~1 Mpc)aglomerados (n Mpc) (1015 M)superaglomerados (50-100 Mpc) (1016 M)

• vazios estruturas filamentares

O começo da formação das estruturasO começo da formação das estruturas

FLUTUAÇÕES DE DENSIDADE

= inomogeneidades do universo primitivo (produzidas no início da inflação?)

+denso

Cenários principais para a formação das estruturas:

TOP-DOWN

1) formação de estruturas de dimensões de super-aglomerados

fragmentação em galáxias

modelo das panquecas

Entre os aglomerados há formação natural de vazios

BOTTOM-UP

2) formação de estruturas de dimensões de galáxias anãs ou de aglomerados globulares

estruturas maiores formadas pelo agrupamento gravitacional de estruturas menores

modelo hierárquico

EVOLUÇÃO DA FLUTUAÇÃO DE DENSIDADE

modelo simples para o colapso gravitacional

massa de Jeans

colapso FG > PP

FG

Condições em que ocorre o colapso gravitacional

Dada uma condensação de tamanho L, pode-se ter uma estimativadas condições em que ela colapsa

Comparação entretS = tempo que leva uma onda sonora para atravessar a condensação

tC = tempo de queda livre do colapso

tS = mede a escala de tempo de atuação da pressão (como o meio se comporta submetido a uma onda mecânica)

tC = tempo de contração da condensação a um ponto, sob ação de sua auto-gravidade com P=0

Tempo que o som leva para atravessar a condensação decomprimento L

L

SS

Lt

v

Tempo de colapso da condensação

G1

Ct

Definição: LJ = comprimento de onda de Jeans, tal que tS=tC

GS

J

VL comprimento limite de equilíbrio entre P e FG

L < LJ pressão impede o colapso (condensação oscila)L > LJ pode haver colapso

Massa de Jeans:

radiaçãomatériaaenglobaρ

matériadedensidadeρ

ρG

vρLρM

mat

3/22S

mat3JmatJ

~~

é a massa mínima para a qual a pressão não pode impediro colapso

se M > MJ a condensação colapsa

Cálculo da MJ supondo um universo inteiramente bariônico

Matéria visível e dark matter = bariônica

Partindo da equação de continuidade de um fluído e da equaçãode movimento de um elemento de fluído (considerando que o gás inicialmente está em equilíbrio estático com vo=0, =o e P=Po)

dρ

dPvS

Na era radiativa : 3

cv

3

ρcP S

2

velocidade do somconstante na eraradiativa

Considerando:3/22

SmatJ ρG

vρM

mat R-3

~ R R-4

T R-1

MJ T-3 No final da era radiativa

cresce com t pois T diminui

MJ no final da era radiativa : ~ mat e z~1000

Sabendo que :R

Rze

R

Rmatmat

0

3

00 1

30 )1( zmatmat

320

20300 /102)1( cmghzcmat

Logo no final da era radiativa : 2/12/3

matmat

matJM

2/120

18 )(10 hM J M

Após a época da recombinação matéria domina supondo quea maior parte da matéria bariônica é H comporta-se como um gás ideal monoatômico:

HH m

kT

d

dP

m

TkP

53

dρ

dPvS

para o H1/2mat

H

mat35

S Tm

kTv temperatura da matéria (associada aos

movimentos peculiares que diminue coma expansão)

Como a expansão é adiabática :

1VTmat razão de calores específicos

Para o H = 5/3 Tmat R-

2

Logo na era da matéria vS R-1 ; como ~ mat R-3

MJ R-3/2 depois da recombinação MJ

diminui com t

Considerando mat ~ 210-20 0h2 g/cm3

Final da era radiativa(que quase coincidecom a época da recombinação)

e

1/2mat

H

mat35

S Tm

kTv e Tmat ~ 104 K

2/120

6, )(10 hM matJ M

cai com cerca de 12 ordens de grandeza com ofinal de era radiativa e o começo da matéria

2/120

18 )(10 hM J Mantes

flutuação de densidade = quantificação da condensação de matéria

= excesso de densidade da condensação em relação à densidade

Flutuações não conseguem crescer durante a era radiativa radiação interage fortemente com a matéria

congelada

Só evoluem após a era da recombinação matéria e radiação desacoplam

Crescem como R(t) até se destacar da expansão quando= 1 elas expandem até um certo raio e depois começam a se contrair

A massa das 1as estruturas dependem do tipo de flutuação

Se a flutuação for isotérmica :

rad

matmatéria flutua numa “sopa”uniforme de fótons

Após a recombinação as 1as condensações a colapsar temMJmat ~ 106(oh2)-1/2 M comparáveis a galáxias anãs ou aglomerados globulares

Galáxias e aglomerados agregam-se BOTTOM-UP HIERÁRQUICO

Durante a era radiativa:

Se a flutuação for adiabática :

rad

mat

fótons e matéria flutuam junto

a difusão dos fótons suprime as condensações com M < Mmin

partículas materiais tendem a aglomerar-se, mas osfótons exercem pressão e tendem a dispersa-las.

logo na época da recombinação, todas as condensações comM < Mmin terão sido dissipadas

MD ~ 1012(oh2)-3/2 M ~ a massa das galáxias + luminosas

Embora MJmat ~ 106M as 1as estruturas a colapsar tem massa ~ MD , pois as de M menor já teriam sido dissipadas durante a ERA RADIATIVA .

As estruturas que colapsaram não são necessariamente esféricas, como são grandes podem se contrair mais numa direção do que em outra estruturas filamentares ou achatadas

TOP-DOWN (panqueca)

Nas regiões centrais das panquecas, o gás se resfria e se fragmentacom M similares a galáxias depois cada galáxia se subfragmenta estrelas TEORIA DA FRAGMENTAÇÃO

~ 1980 : estruturas não podem ser formadas pela contração gravitacional levando-se em conta somente a matéria “normal” (bariônica)

Razões principais:

1) Final da era radiativa (antes do desacoplamento da radiação da matéria) :

intensa radiação não permite a contração gravitacionaldas flutuações

haveria a contração somente depois do desacoplamento

NO ENTANTO…

2) observação de pequenas flutuações após o desacoplamento:

radiação cósmica de fundo

flutuações na T de 1 parte em 105 510~

T

T

em escalas de 100 ou mais

Com a matéria bariônica, qualquer variação de densidadeantes do desacoplamento variação na T (regiões + densas =regiões + quentes) as flutuações são maiores do que é observado

3) Quasares formados a z = 5 o processo de formação deveria estar bem estabelecido pelo menos em z ~ 10-20

4) A matéria que se contrai deve sobreviver à expansão do universo cálculos mostram que as massas pré-galácticas devem crescer em densidade por um fator de ~ 50-100 vezes no tempo estimado (z ~10-20)

as pequenas flutuações observadas pela radiação cósmicade fundo não podem dar origem às galáxias neste tempo

o universo ainda seria ± homogêneo no t que deveriater galáxias já formadas

Ou seja: se galáxias foram formadas por flutuações de densidadeda componente bariônica da matéria do universo primitivo, asflutuações deveriam ser tão grandes que certamente levariam a“impressões” observáveis na radiação cósmica de fundo. ESTA “IMPRESSÃO” NÃO É OBSERVADA!

MATÉRIA ESCURA

A existencia da matéria escura dá uma explicação natural paraas estruturas em larga escala que observa-se hoje.

Natureza da dark matter: interage fracamente com a matériabariônica e a radiação a contração não seria atrasada pelocampo de radiação as flutuações começariam a crescerbem antes do desacoplamento matéria-radiação (z ~ 6000)

Matéria escura não é diretamente ligada com a radiaçãoflutuações seriam grandes no tempo do desacoplamento sem haver efeito na radiação cósmica de fundo

Figura – a matéria escura determina a distribuição de massano universo e está agrupada para formar a estrutura em largaescala sem violar qualquer vínculo observacional

Em tempo bem mais avançados, matéria bariônica é “atraída”por gravidade a regiões de + alta densidade forma galáxiase aglomerados de galáxias

Este cenário explica porque tanta matéria escura é encontradaem halos em volta de galáxias visíveis (medidas por raios X,dinâmica)

A matéria luminosa é fortemente concentrada perto dos picosde densidade

Propriedades da matéria escura para simular a formação de estruturas

Dois tipos:

1. Quente2. Fria

Indicam a velocidade da partícula dematéria escura quando ela se desacoploudo resto da matéria bariônica do universo

1) QUENTE

Ex: desacoplamento em T ~ 1011 K (t ~ 0.3 s)M ~ 30 eV : relativísticos na época do desacoplamento

Simulações com universo preenchido por matéria escuraquente: super-aglomerados e vazios formam-se naturalmente,mas não consegue-se formar estruturas de escalas menores pequenas estruturas de material quente tendem a dispersar-se

O tempo para formação de estruturas menores é muito grande,incompatível com o observado…

2) FRIA

Partículas não relativísticas (v << c) na época do desacoplamentoradiação matéria

Ex: formada durante a fase GUT : bósons de Higgs

prevê a maior quantidadede matéria em relação àanti-matéria

Simulações mostram que este tipo de matéria facilmentereproduz estruturas de pequena escala

Galáxias formam-se preferencialmente em regiões + densas também podem produzir estruturas em larga escala! Mas o quese obtêm das simulações é um no bem menor de estruturas em largaescala do que observa-se

Simulação + bem sucedida : mistura de quente + fria : explicamelhor as observações mais ainda têm-se muito o que avançar