Upload
internet
View
103
Download
0
Embed Size (px)
Citation preview
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